Strasti a slasti kosmického astrometra

sun shield fully deployed kredit: esa.int

18. července bylo oficiálně ukončeno uvádění do provozu jedné z nejkomplikovanějších, ale také nejočekávanějších astronomických misí posledních desetiletí. Samozřejmě mám na mysli astrometrickou družici Gaia Evropské kosmické agentury ESA, která má za cíl zmapovat zhruba miliardu hvězd Mléčné dráhy s dosud nevídanou přesností. O této misi jsem už jednou pro kosmonautix psal, předchozí článek se týkal zejména základního popisu mise. Článek si můžete přečíst zde. Článek, který právě čtete, má pak za cíl velmi stručně přiblížit události od startu Gaiy, až po její uvedení do plného vědeckého provozu.

Uvést Gaiu do plného provozu nebylo lehkou záležitostí a objevily se i problémy, které vedly k dvouměsíčnímu skluzu oproti původnímu časovému plánu. Nakonec byly všechny problémy, které se daly rychle vyřešit, vyřešeny a ty zbývající nikam neutečou. Od posledního červencového pátku (25.7.) pozoruje Gaia oblohu ve speciálním ekliptickém módu, během kterého pravidelně sleduje vybrané hvězdy pro budoucí kalibraci dat. 22. srpna pak přejde do běžného režimu skenování celé oblohy.

Gaia míří k obloze na palubě osvědčené rakety Sojuz. Kredit: ESA.

Gaia míří k obloze na palubě osvědčené rakety Sojuz. Kredit: ESA.

 

Gaia opouští Zemi

Gaia byla úspěšně vynesena do vesmíru 19. prosince 2013 v 9:12:19 UTC (koordinovaný světový čas) raketou Sojuz-STB startující z kosmodromu Kourou ve Francouzské Guyaně. Let nesl označení VS06. O zhruba deset minut později došlo k zážehu horního stupně Fregat-MT, který soulodí Gaia-Fregat navedl na dočasnou parkovací dráhu ve výšce 175 km nad Zemí. 21 minut po startu byly motory Fregatu zažehnuty podruhé a Gaia se dostala na přechodovou dráhu k bodu L2. Za dalších 21 minut byl již nepotřebný stupeň Fregat oddělen. Poté začalo zprovoznění systémů družice, včetně desetiminutového rozevírání slunečního štítu, které bylo dokončeno 87 minut po startu. Příští den byl proveden manévr, který upravil dráhu směrem k bodu L2.

V následujících dnech byly prováděny testy všech životně důležitých systémů.

Třetího ledna byla poprvé zapnuta matice čipů CCD a byly provedeny první testovací snímky.

7. ledna dorazila Gaia do Langrangeova bodu L2 a byl proveden důležitý manévr, který ji uvedl na dočasnou dráhu okolo L2. O sedm dní později se motory zažehly znovu a Gaiu navedly na finální, tzv. Lissajousovu dráhu okolo bodu L2 (jeden oběh trvá 180 dní). Následující měsíce byly vyhrazeny pro fázi postupného zprovoznění, která měla trvat čtyři měsíce a měla skončit předáním Gaiy do plného vědeckého provozu koncem května. Naneštěstí byly objeveny problémy, které si vynutily prodloužení testů o další dva měsíce.

Umělecké znázornění cesty Gaie ze Země až na Lissajousovy dráhy okolo Lagrangeova bodu L2. Kredit: ESA.

Umělecké znázornění cesty Gaiy ze Země až na Lissajousovy dráhy okolo Lagrangeova bodu L2. Kredit: ESA.

 

Jak se budí Gaia

Gaia je extrémně komplikovaný stroj, kde se můžou pokazit doslova tisíce věcí a proto je s podivem, že uvádění do provozu všech životně důležitých systémů, jako je systém tepelné regulace, orientace v prostoru, systémy řízení a komunikace, se obešly takřka bez problémů.

Z počátku akorát zlobil jeden motor pro jemné navádění, který měl vyšší tah, než bylo zamýšleno, ale tento problém se podařilo rychle vyřešit rekalibrací systému řídícího přísun pohonného média (dusíku). Testy potvrdily, že všechny důležité systémy fungují dle specifikací a družice je velmi přesně orientovaná v prostoru, je schopna velmi přesně tuto orientaci měnit a má přebytek elektrické energie. Přestože se objevily zprávy o nepřesnosti běhu palubních rubidiových atomových hodin, poprvé zapnutých 23. prosince, čtyři dny po startu, dle oficiálních zpráv fungují nyní v rámci předpokládaných parametrů.

Ačkoliv jsou základní systémy Gaiy složité, není to nic proti jejímu vědeckému vybavení. Než bylo vůbec zapnuto, musela být nejprve provedena dekontaminace zahřátím částí přístrojového modulu, ukončená 26. prosince (2013). Dále uvidíme, že tuto proceduru bylo ještě nutné v dalších měsících opakovat.

Interferenční obrazec vyfocený kontrolním zařízením BAM. Kredit: ESA.

Interferenční obrazec vyfocený kontrolním zařízením BAM. Kredit: ESA.

Zapínání přístrojového modulu, které započalo 29. prosince, si vyžádalo odeslání několika desítek tisíc příkazů během kterých byly postupně probuzeno všech 106 čipů CCD a zprovozněno kontrolní zařízení pro měření tzv. základního úhlu, který je mezi dvěma sledovanými oblastmi oblohy (jeho velikost je 106,5°). Toto zařízení, nazvané BAM (Basic Angle Monitor), používá k měření úhlu laserový interferometr. BAM má svůj vlastní čip CCD, který byl zapnut jako úplně první už 3. ledna. Až 5. ledna ovšem došlo k zapnutí laseru, který umožňuje měřit základní úhel pomocí analýzy interferenčního obrazce snímaného čipem CCD.

Po zařízení BAM byly zapnuty čipy mapovače oblohy (SM – Sky Mapper). K tomu došlo také 3. ledna, ale snímky dorazily na Zemi až následující den. Postupně byly zapnuty čipy druhého kontrolního zařízení WFS (Wave Front Sensor), které sleduje kvalitu a zaostření obrazu ve dvou oblastech ohniskové roviny, astrometrické čipy (AF – Astrometric Field) a čipy modrého (BP – Blue Photometer) a červeného (RP – Red Photometer) fotometru. Jako poslední byl zprovozněn spektrometr pro měření radiálních rychlostí RVS (Radial Velocity Spectrometer), kde první data byla pořízena až 16. ledna.

Srovnání snímků mlhoviny "Kočičí oko" (NGC 6543) pořízených čipy SM ve speciálním módu 23. a 25. ledna. Dobře patrný je rozdíl v ostrosti daný vhodnějším nastavením rychlosti rotace družice. Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS.

Srovnání snímků mlhoviny „Kočičí oko“ (NGC 6543) pořízených čipy SM ve speciálním módu 23. a 25. ledna. Dobře patrný je rozdíl v ostrosti daný vhodnějším nastavením rychlosti rotace družice. Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS.

Dalším důležitým datem bylo 28. ledna, kdy se podařilo dostatečně přesně nastavit rychlost rotace družice, která je nutná pro přesnou funkci všech palubních přístrojů. Jaký dopad má nepřesnost nastavení rychlosti rotace je dobře patrné ze snímku mlhoviny Kočičí oko (viz obrázek výše).

Hlavním úkolem týmu, který se staral o zprovoznění přístrojů Gaiy, nyní bylo přesně zaostřit obraz hvězd. Pro tento účel je možné provádět drobné pohyby sekundárními zrcadly. Zaostření ovšem není jednoduchý úkol, protože je třeba dosáhnout kvalitního obrazu na všech 106-ti čipech CCD v ohniskové rovině! Nakonec se podařilo nejostřejší obraz pro celou ohniskovou rovinu získat až po 39 pokusech 16. dubna. Testovací snímky potvrdily, že kvalita obrazu je vskutku vyjímečná (viz obrázek níže). Ostřejší snímky oblohy ve viditelném světle dnes běžně pořizuje jen Hubbleův teleskop.

Srovnání centrální oblasti Vírové galaxie (M51) vyfocené pozemským dalekohledem (program DSS - Digitized Sky Survey) a podstatně ostřeji Gaiou 30.4.2014. Snímek z Gaiy je tmavší díky krátké expoziční době 2,85 s. Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS, ESO a autor.

Srovnání centrální oblasti Vírové galaxie (M51) vyfocené pozemským dalekohledem (program DSS – Digitized Sky Survey) a podstatně ostřeji Gaiou 30.4.2014. Snímek z Gaiy je tmavší díky krátké expoziční době 2,85 s. Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS, ESO a autor.

Důležitou součástí, kterou bylo nutné také důkladně otestovat, byl program pro zpracování obrazových dat. Zařízení, která mají na starosti zpracování dat, se nazývají VPU (Video Processing Unit) a celkem je jich na palubě sedm. Tato zařízení a jejich software automaticky třídí pořizovaná obrazová data a vybírá z nich jen ta zajímavá, jako jsou obrazy hvězd a dalších víceméně bodových astronomických zdrojů světla (kvasary, jasné části galaxií, planetky atd.). Navíc také vybírá, které zdroje budou sledovány všemi čipy v ohniskové rovině. Proto sleduje obrazy produkované čipy mapovače oblohy a automaticky měří jasnosti všech zdrojů. Pokud je zdroj světla skutečně astronomický objekt a odpovídá stanovené jasnosti, je poté sledován všemi čipy v rámci malého výběrového okénka a odpovídající data jsou později v komprimované podobě odeslána na Zemi. Během testů bylo potvrzeno, že tento třídící software funguje se spolehlivostí 95% pro bodové zdroje všech sledovaných magnitud. I u krajní magnitudy 20, navzdory problémům popsaným dále, je tato spolehlivost stále 93%. Díky možnosti upgradů můžou operátoři tento program vylepšit, což se také během testovacího provozu skutečně stalo (viz kapitola „Všechno dobré“). V rámci testů byla také uplatněna speciální funkce, označovaná jako SIF, která umožňuje zaznamenat a přenést posléze na Zemi všechna data z čipů SM v podobě snímků, které zdobí tento článek. Jakmile se přejde k vědeckému provozu, podobné snímky už  běžně pořizovány nebudou.

Ukázka přesnosti automatického třídícího programu jednotky VPU. Program automaticky našel astronomické objekty na snímku vlevo a ty posléze označil (vpravo). Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS.

Ukázka přesnosti automatického třídícího programu jednotky VPU. Program automaticky našel astronomické objekty na snímku vlevo a ty posléze označil (vpravo). Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS.

 

Nečekané komplikace

U každé složité mise se vždy předpokládá, že dojde k problémům. Nejinak tomu je i u Gaiy.

Už během letu k cílové dráze okolo bodu L2 se jeden takový objevil.

Pro přesná astrometrická měření je potřeba znát velmi přesně polohu družice. Speciálně pro tento účel byla vytvořena síť menších (~metrových) dalekohledů, označovaná zkratkou GBOT (Ground-Based Optical Tracking). Naneštěstí se ukázalo, že Gaia se jeví na obloze jako podstatně slabší objekt, než byly předstartovní odhady. Jasnost Gaiy dosahovala jen 21. magnitudy místo očekávaných 18-ti. To byl problém, protože menší dalekohledy nebyly naráz schopny pořídit dostatečně přesná měření polohy družice. Naštěstí se do sítě GBOT podařilo zapojit větší dalekohledy (dvoumetrový Liverpoolský teleskop a 2,6 metrový VST od ESO). Měření polohy jsou také prováděna pomocí rádiové interferometrie radioteleskopů programu VLBI. Díky tomu je nyní možné měřit polohu Gaiy na vzdálenost 1,5 miliónů kilometrů s přesností 150 metrů a její rychlost s přesností 2,5 mm/s.

Snímky Gaie pořízené 23. ledna 2014 dalekohledem VST Evropské jižní observatoře (ESO). Kredit: ESO.

Snímky Gaiy pořízené 23. ledna 2014 dalekohledem VST Evropské jižní observatoře (ESO). Kredit: ESO.

Další komplikaci se zatím odstranit nepodařilo. Během měření základního úhlu pomocí zařízení BAM vyšlo najevo, že tento úhel kolísá v rozmezí jedné milivteřiny. V návrhu Gaiy se sice počítalo s tím, že tento úhel, navzdory pevné a stabilní konstrukci přístrojového úseku, nepodaří udržet úplně přesně. Nicméně odhady kolísání tohoto úhlu byly 100× menší! Naštěstí zařízení BAM funguje a výchylky základního úhlu přesně měří, přičemž snahou operátorů Gaiy je tato měření dále zpřesnit. Navíc se zjistilo, že se tyto výchylky periodicky opakují, perioda je shodná s periodou rotace družice (jednou za 6 hodin) a velikost výchylek se dá předem odhadnout s přesností do deseti mikrovteřin. Předpokládá se tedy, že chyby způsobené těmito výchylkami půjde úspěšně odstranit vhodnou kalibrací během zpracování dat na Zemi, přestože samotné výchylky v rámci přístrojového úseku odstranit asi nepůjde.

Už během letu k L2 byla provedena rutinní dekontaminační operace, která spočívala v ohřevu některých částí přístrojového úseku, s cílem odstranit těkavé látky, které se mohly usadit na optice a čipech CCD přístrojů. Později se ovšem přišlo na to, že to zdaleka nebude stačit. Propustnost optického systému začala klesat a bylo zřejmé, že na zrcadlech vzniká nová námraza (zřejmě od vody, která se do přístroje dostala někdy během startu). Proto byly v rámci testovacího provozu provedeny další tři dekontaminace.

Propustnost se zlepšila a s každým dalším zahřetím se navíc snížilo i množství nově vznikající námrazy. Přesto odborníci předpokládají, že bude potřeba ještě aspoň dvakrát dočasně ohřát přístrojový úsek i během rutinního vědeckého provozu (což bude pochopitelně znamenat dočasné přerušení vědeckých pozorování).

Nejzávažnějším problémem, který v současné době trápí Gaiu, je nadměrné množství rozptýleného světla v optickém systému. Tento problém je o to nepříjemnější, že se ho zatím nepodařilo přesně identifikovat. Ví se, že část rozptýleného světla pochází od Slunce a část z jiných astronomických zdrojů. Část světla se pravděpodobně dostává do optiky díky ohybu na částech slunečního štítu a tato část se periodicky mění, jak se družice otáčí. Další část rozptýleného světla se dostává do optiky zatím neznámým způsobem. Během testovací provozu byla v únoru testována změna úhlu, který svírá plocha sluneční štítu a směr ke Slunci z původního 45° na 42°, což vedlo k jistému zlepšení, ale nakonec se Gaia vrátila na původní sklon 45°.

Rozptýlené světlo bude znamenat omezení měření u slabších astronomických objektů, jasnější tolik postiženy nebudou (viz „Věda s handicapem“).

Posledním problémem, který ovšem nějak závažně zatím měření neovlivňuje, je nečekaně velké množství drobných prachových částeček, které do Gaiy naráží. Tak drobné prachové částice se podařilo objevit díky extrémně přesnému orientačnímu systému, který musí kompenzovat jakékoliv změny polohy, ať jsou sebemenší. Drobné částice mohou při nárazu ovlivnit rychlost rotace tělesa družice a orientační systém tento problém kompenzuje. Faktem ovšem je, že zatím nepanuje úplná jistota, že se skutečně jedná o prachové částice a ne nějaký jiný problém. Tato věc tedy zatím zůstává otevřená.

Příklad spektra hvězdy získaného spektrometrem RVS. Tři význačné absorpční čáry patří vápníku. RVS je přístrojem nejvíce postiženým rozptýleným světlem. Kredit: ESA/Pasquale Panuzzo.

Příklad spektra hvězdy získaného spektrometrem RVS. Tři význačné absorpční čáry patří vápníku. RVS je přístrojem nejvíce postiženým rozptýleným světlem. Kredit: ESA/Pasquale Panuzzo.

 

Věda s handicapem

Jedním z výsledků testovacího provozu jsou i informace o přesnostech, kterých bude schopna Gaia při svých měřeních dosáhnout. Už před startem byly publikovány předletové údaje, které porovnávaly možnosti reálné Gaiy s tím, jaké byly požadované schopnosti. Asi polovina měření pro vybrané hvězdy nesplnila požadavky na přesnost u astrometrických měření. Naproti tomu parametry pro fotometrická a spektrometrická měření byly splněny bez větších problémů.

Tolik plány. Bohužel existence rozptýleného světla zhatila přesnost všech měření u slabších objektů a velmi významně se dotkla měření radiálních rychlostí spektrometrem RVS, kde došlo ke snížení dosahu o více než jednu magnitudu. V následujících tabulkách jsou uvedeny žádané parametry přesností („Plán“), předletové odhady a současné odhady založené na výsledcích testovacího provozu. Všechny odhady se týkají kombinace pozorování v rámci primární mise o délce 5-ti let.

Spektrální třída hvězdy Vizuální magnituda Plán (mikrovteřiny) Předletový odhad (mikrovteřiny) Současný odhad (mikrovteřiny)
B1V V<10 <7 8 8?
B1V V=15 <25 26 26
B1V V=20 <300 330 600
G2V V<10 <7 9 9?
G2V V=15 <24 24 24
G2V V=20 <300 290 540
M6V V<10 <7 10 10?
M6V V=15 <12 9 9
M6V V=20 <100 100 130

Tabulka 1: Přesnosti astrometrických měření paralaxy v úhlových mikrovteřinách pro hvězdy různých spektrálních tříd.

Spektrální třída hvězdy Přístrojová magnituda Předletový odhad (mmag) Současný odhad (mmag) Předletový odhad pro BP (mmag) Současný odhad pro BP (mmag) Předletový odhad pro RP (mmag) Současný odhad pro RP (mmag)
B1V G=15 1 1 4 4 5 5
B1V G=18 2 2 7 8 14 19
B1V G=20 3 6 29 51 83 110
G2V G=15 1 4 4 4 4 4
G2V G=18 2 2 9 13 8 11
G2V G=20 3 6 43 80 43 59
M6V G=15 1 1 6 7 4 4
M6V G=18 2 2 49 89 5 6
M6V G=20 3 6 301 490 17 24

Tabulka 2: Přesnosti fotometrických měření integrální přístrojové magnitudy G a magnitud pro modrý (BP) a červený (RP) fotometr u hvězd různých spektrálních tříd. Vše v milimagnitudách.

Spektrální třída hvězdy Přesnost měření (km/s) Plán (mag) Předletový odhad (mag) Současný odhad (mag)
B1V 1 7 7 7,5
B1V 15 12 12,6 11,3*
G2V 1 13 13 12,3
G2V 15 16,5 16,6 15,2*
K1IIIMP 1 13 13,5 12,8
K1IIIMP 15 17 17,1 15,7*

Tabulka 3: Limitní jasnosti (vizuální magnituda) pro hvězdy různých spektrálních tříd při kterých je spektrometr RVS ještě schopen změřit radiální rychlost s danou přesností. *_úpravy softwaru jednotky VPU by mohly tyto hodnoty vylepšit o ~0,3 magnitudy.

 

Ukázka spekter s nízkým rozlišením pořízených fotometry BP a RP pro sedm jasnějších hvězd. Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS.

Ukázka spekter s nízkým rozlišením pořízených fotometry BP a RP pro sedm jasnějších hvězd. Kredit: ESA/Gaia/DPAC/Airbus DS.

 

Všechno dobré

Problémy, se kterými se Gaia potýká, jsou nepříjemné a dost citelně snižují kvalitu některých měření oproti původním plánům. Přesto se najdou i dobré a velmi dobré zprávy (nad rámec té nejlepší zprávy, totiž že Gaia funguje).

Během uvádění do provozu se zjistilo, že spousta životně důležitých systémů funguje se slušnou rezervou. Gaia má například dostatek energie i paliva. Pokud spotřeba paliva bude v rámci předpokladů i v budoucnu, je velmi dobrá šance, že dojde nejen k jednoroční prodloužené misi, ale i dalším případným prodloužením. Přitom platí, že čím delší mise, tím přesnější měření. Je dokonce dobrá šance, že se podaří pár roky pozorování navíc stlačit chyby astrometrických měření (viz tabulka 1) až na plánované hodnoty.

Také komunikační systém funguje velmi dobře a dosahuje běžně rychlosti 8,5 Mbit/s, což je zhruba dvakrát více, než s čím se počítalo. Vysoká přenosová rychlost je klíčová při pozorováních ve velmi hustých oblastech (například v částech Mléčné dráhy). Pokud jsou totiž do palubní paměti nahrány údaje o více hvězdách, než kolik se během nejbližšího spojení stihne přehrát na Zemi, data o těch nejslabších jsou smazána a přepsána daty z nových pozorování. Hrozí tak riziko, že informace o některých slabších hvězdách Gaia nikdy na Zemi nepředá. Protože ovšem operátoři vědí, kdy Gaia bude pozorovat oblast hustě pokrytou hvězdami, mohou například speciálně pro tento případ prodloužit sběr dat z Gaiy z běžných osmi hodin pomocí jedné pozemní antény na zhruba dvojnásobek s využitím dvou antén.

Při samotném pozorování zatím nebyly pozorovány negativní účinky kosmického záření na prováděná měření a to i přes výraznější aktivitu Slunce během posledních pár měsíců. Pro případ poškození snímačů CCD radiací byly připraveny kalibrační procedury, protože se ale zatím žádné poškození nekonalo, procedury musí počkat.

Gaia byla navržena a zkonstruována od samotného počátku s jednou slabinou. Ne(u)měla pozorovat jasné hvězdy. Požadován byl rozsah 6 až 20 magnitud, takže šest tisíc hvězd pozorovatelných lidským okem bylo mimo její schopnosti. Konečné parametry čipů CCD sice umožnily hranici trochu posunout na 5,7 magnitudy, ale tím se podařilo z „jasné“ šestitisícovky ukrojit jen asi 600-700 hvězd. I když se nějakých pět, šest tisíc hvězd nezdá mnoho, zvláště při srovnání se stovkami miliónů slabých hvězd, která má Gaia pozorovat, většina z nich je lákavým cílem pro vědecká pozorování. Jasná hvězda se totiž rovná hodně světla k výzkumu. Mít pro jasné hvězdy i velmi přesná astrometrická měření je velmi lákavé.

Hlavní omezení pro pozorování jasných hvězd představují expoziční doby čipů CCD a speciální program palubních jednotek pro zpracování obrazu VPU (Video Processing Unit). Program VPU vybírá jen malá okénka okolo každé hvězdy a jen ty jsou posléze odeslána na Zemi. Všechny hvězdy jasnější než 5,7 magnitudy vytvoří na čipu přeexponovaný obraz, který je větší než výběrové okénko a program VPU jej jednoduše ignoruje.

Odborníkům, kteří měli tento program na starosti, se podařilo jej upravit tak, že byl schopen zjistit význačné body přeexponovaného obrazu jasných hvězd a tato data bylo možné poté odeslat na Zemi a analyzovat. Jejich úprava umožňovala pozorovat všechny hvězdy až do magnitudy 2. Jasnější hvězdy už program neregistroval. 62 nejjasnějších hvězd by tak zůstalo mimo dosah.

Gaia je ale evidentně velmi flexibilní mise a lidé tohoto projektu jakbysmet. Dalšími úpravami dokázali natolik zlepšit výkony programu VPU, že nyní je Gaia schopná pozorovat hvězdy do třetí magnitudy s plnou astrometrickou přesností (odpovídající jasnosti V<10 z tab.1.) a zhruba 230 nejjasnějších hvězd pak ve speciálním módu s přesností v desítkách mikrovteřin. Navíc se objevily zprávy, že odborníci zkoumají možnost posunout schopnosti Gaiy i na opačné části pozorovaných jasností a posunout ji za 20. magnitudu. V tomto případě by se mohlo podařit získat sice jen pár desetinek, ale u velmi slabých hvězd desetina magnitudy znamená milióny nových cílů.


Pokrytí oblohy pozorováními Gaiy během testovacího provozu.

Kdy se dočká veřejnost?

Součástí testovacího provozu bylo i testování pozemních prvků mise Gaia, které budou mít za úkol zpracování dat a produkci finálního katalogu astronomických objektů veřejně přístupného pro kohokoliv.

Cesta, kterou musí data z Gaiy projít, než takový katalog vznikne, není nejsnazší. Po stažení komprimovaných dat jednou z pozemních stanic ESA (New Norcia, Cebreros nebo Malargüe) míří data do střediska řízení operací MOC (Mission Operations Centre) ve středisku ESOC v německém Darmstadtu. Odtud putují do střediska vědeckých operací SOC (Science Operations Centre) ve středisku ESAC ve španělském Madridu. Zde jsou provedeny první analýzy dat, aby se zjistily případné nesrovnalosti v produkci dat na palubě Gaiy nebo byly okamžitě podchyceny případné nové objekty, které Gaia mohla zpozorovat. Nakonec jsou data rozdělena mezi členy konsorcia DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) , kteří mají za úkol data zpracovat do podoby použitelných katalogů. Mimochodem v tomto konsorciu máme i my své zastoupení díky Astronomickému ústavu Akademie věd České republiky.

Přestože zatím celý proces běžel jen v testovacím provozu, Gaia stihla svým pozorováním pokrýt slušnou část oblohy (viz video) a už 6. června měly pozemní střediska v archivech 25 TB dat z Gaiy!

Vědecká mise je plánována minimálně na pět let a byla by škoda některá zpracovaná data, která se dají získat z kratšího časového úseku, nepublikovat dříve.

Proto kromě finálního katalogu bude zveřejněno i několik méně přesných katalogů zpracovaných z dat za kratší časová období.

Jako první bude v létě 2016 publikován katalog obsahující polohy a G-magnitudy (přístrojové magnitudy vlastní Gaie) samostatných hvězd z nejméně 90% oblohy. Také budou zveřejněny informace o hvězdách v rámci projektu HTPM (Hundred Thousand Proper Motion).

Počátkem roku 2017 budou zveřejněny detailnější astrometrické informace, první výsledky fotometrických měření a radiální rychlosti pro část objektů.

Někdy na v letech 2017/2018 se přidá katalog obsahující i data o binárních systémech a snad se dočkáme i prvního přehledu spekter z přístrojů BP, RP a RVS.

Čtvrtý katalog o rok později (2018/2019) by mohl obsahovat informace o proměnných hvězdách, objektech Sluneční soustavy a vícenásobných hvězdných systémech.

Finální katalog by měl být vydán asi tři roky po skončení sběru dat Gaiou, tedy podle základního plánu pěti let vědeckých pozorování by to znamenalo rok 2022 až 2023. Pokud ovšem nedojde k závažné poruše a nedojdou zásoby paliva, je možné, že Gaia bude pozorovat delší dobu. Jestli by se i potom čekalo až tři roky po ukončení mise nebo by byl zveřejněn nějaký další prozatímní katalog (což je pravděpodobné) zatím nebylo upřesněno.

Přesto už teď víme, že na některá data nebudeme muset čekat tak dlouho.

V rámci tzv. vědeckých poplachů (Science Alerts) budou zveřejňovány všechny objevy, které se týkají objektů, u nichž by čekání mohlo ohrozit vědu. Takovými objevy jsou třeba výbuchy supernov a kataklysmatických proměnných hvězd nebo objevy nových planetek. První takové vědecké poplachy můžeme očekávat někdy na podzim tohoto roku.

Gaia tedy bude mít co nabídnout během celé doby svého provozu a získaná data budou jedním ze základních pilířů našich znalostí o hvězdách a jiných objektech vesmíru dlouhá desetiletí do budoucnosti. Přejme tedy všem lidem zapojeným do tohoto projektu, aby se jim podařilo navzdory všem dosavadním strastem, dostat z této mise maximum.

Zdroje informací:
Gaia status. Coryn Bailer-Jones.
Gaia Intermediate Data Release Scenario.
The Gaia missi/spanon : a primer Objectives, instrument and observing principles. F. Mignard.
Observing Very Bright Stars with Gaia. J. Martin-Fleitas, A. Mora, J. Sahlmann & R. Kohley.
Gaia on-board metrology: basic angle and best focus. A. Mora a další.
The Gaia payload uplink commanding system. A. Mora a další.
Automated DFLE report. April 17, 2014 (archiv autora).
Gaia Science Status. T. Prusti.
http://gaia.ac.uk/alerts
http://sci.esa.int/gaia/54414-gaia-go-for-science/
https://twitter.com/ESAGaia
http://www.sterne-und-weltraum.de/news/den-himmelsvermesser-gaia-plagen-kleine-pannen/1224160
http://www.wired.co.uk/news/archive/2014-02/04/riddle-as-gaia-s-atomic-clock-runs-slow
http://hvossgaia.wordpress.com/2013/12/31/gaia-after-the-launch-on-the-way-to-l2/
http://blogs.esa.int/gaia/2014/02/12/one-month-at-l2/
http://blogs.esa.int/gaia/2014/04/24/commissioning-update/
http://blogs.esa.int/gaia/2014/06/05/gaia-takes-science-measurements/
http://blogs.esa.int/gaia/2014/06/27/commissioning-the-radial-velocity-spectrometer/
http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/news_20140106
http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20140214
http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20140619
http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/news_20140729
http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/release
http://smsc.cnes.fr/GAIA/GP_actualites.htm
https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/g/gaia
http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2014/02/Where_s_Gaia

Zdroje dat:
Science Performance. 19.2.2013 (archiv autora).
Science Performance. July 2014.
Gaia mission overview and early data releases. A. Brown
http://www.spaceup.fr/presentations/Gaia Mission Summary – Torgeir Paulsen.pdf
Gaia spectrophotometry. C. Jordi.
Gaia RVS Optimization.

Zdroje obrázků:
http://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/12/inside_gaia_s_camera/13449145-2-eng-GB/Inside_Gaia_s_camera_highlight_std.jpg
http://www.redorbit.com/media/uploads/2013/12/Gaia_liftoff.jpg
http://hvossgaia.files.wordpress.com/2014/01/gaial2orbit.jpg
http://www.cosmos.esa.int/documents/29201/326235/2014_01_04_telescope1FirstBamFringesProfile.png/d610b6a7-7ec1-4579-b9f1-7be23af452e1?t=1389019723477
http://www.cosmos.esa.int/documents/29201/337742/cat%27s+eye_2.png
http://postimg.org/image/dg9hxoyf5/
http://hvossgaia.files.wordpress.com/2014/04/smdetectionsanot.jpg
http://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2014/02/where_s_gaia/14274875-2-eng-GB/Where_s_Gaia.jpg
http://blogs.esa.int/gaia/files/2014/06/plot2d.png
http://blogs.esa.int/gaia/files/2014/06/2Dspectra_fix3-1024×804.jpg

Pin It
Nahlásit chybu

Hlášení chyb a nepřesnostíClose

GD Star Rating
loading...
Níže můžete zanechat svůj komentář.

Více se o tomto tématu dočtete zde »
(odkaz vede na příslušné vlákno diskuzního fóra www.kosmonautix.cz)


4 komentáře ke článku “Strasti a slasti kosmického astrometra”

  1. Milan napsal:

    Dik za perfektny clanok…
    Takto sa robi z vedy lopata …
    Chcel som tym povedat, ze aj ja, lajk, som pochopil o co sa jedna…
    Zaujimave …
    Tesim sa na dalsie podobne clanky…
    Este raz DAKUJEM !
    Milan.

  2. Michal Bursík napsal:

    Super článek.
    Díky

  3. MRR napsal:

    Parádny článok ! Naozaj „smekám“ 😀
    S Gaiov sa dá porovnať snáď len japonský projekt JASMINE.:)

  4. Děkuji!
    Jsem rád, že se článek líbí.

    „S Gaiov sa dá porovnať snáď len japonský projekt JASMINE“
    Japonská JASMINE je cílena na podobnou přesnost, bohužel její budoucnost je
    stále ve hvězdách.

Zanechte komentář