Gaia

Макет Gaia на салоні Ле Бурже 2013 року

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

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

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

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

Історія

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

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

Цілі

Космічна місія Gaia має наступні цілі:

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

Для досягнення цих цілей перед місією поставлено такі завдання:

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

Загальні відомості

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

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

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

Особливості

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

Космічний апарат

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

Наукові інструменти

Дзеркало телескопа 1 (M1, M2, M3) Дзеркало телескопа 2 (M’1, M’2, M’3) Дзеркала М4, М'4, М5, М6 опущено Інші компоненти: Кільце з карбіду кремнію Радіатор охолодження Електроніка площини фокусування Резервуари для азоту Призми для спектроскопа Паливні баки Старттрекер Телекомунікаційна частина та батареї Головний привід

Комбінований світловий шлях телескопів, структура площини фокусування та інструментів: Завдяки обертанню зонда зображення в площині фокусування переміщуються справа наліво зі швидкістю 60 кутових секунд на секунду. Падаюче світло від дзеркала M3 Падаюче світло від дзеркала M’3 Площина фокусування з детекторами для астрометричного приладу світло-блакитного кольору, фотометр для синього світла темно-синього кольору, фотометр для червоного світла червоного кольору, спектрометр для радіальної швидкості (доплерівське вимірювання кальцієвих ліній) рожевого кольору Дзеркала M4 і M’4, які поєднують два шляхи світла Дзеркало М5 Дзеркало М6, яке освітлює площину фокусування Оптика і призми для визначення радіальної швидкості (РШ) Призми для синього (BP) і червоного (RP) фотометра

Телескоп

Gaia містить два телескопи, що мають спільну фокальну площину. Лінії спостереження телескопів розділені основним кутом. Обидва телескопи є тридзеркальними анастигматами з позаосьовою конфігурацією Корша. Вхідні зіниці розташовані на головних дзеркалах прямокутної форми і мають розміри 1,45×0,5 м. Об’єднувач променів на вихідній зіниці об’єднує оптичні шляхи. Два пласкі дзеркала, що розташовані далі, згинають шлях світла в комбінованому промені до фокальної площини. Таким чином, загальна кількість дзеркал дорівнює 10.

Фокусна відстань обох телескопів становить 35 м, що забезпечує масштаб пластини 58,9 × 176,8 мс^{[прояснити]}/піксель уздовж і поперек напрямів сканування відповідно. Прямокутна апертура дозволяє одновимірно об’єднувати ПЗЗ-зображення в поперечному напрямку сканування для тьмяних зір, суттєво зменшує шум зчитування ПЗЗ-знімка та пропускну здатність низхідного зв’язку з мінімальним впливом на астрометрію.

Кожен телескоп складається з чотирьох однакових наборів дзеркал (від M1 до M4). Два додаткових дзеркала (M5 і M6) використовуються обома телескопами, щоб спрямувати світло в одну фокальну площину. Телескопи мають приводи, які можуть рухати дзеркала в межах 5°, але вони працювали лише під час фази калібрування та після періоду нагріву. Обидва телескопи спрямовано на однакові ділянки неба, розділені по 106,5°^{[відсутнє в джерелі]}, кожна з яких відображена одним із двох телескопів. Два поля зору мають розмір приблизно 1,4° × 0,7°, тож вони охоплюють приблизно вчетверо більшу площу диска Сонця або повного місяця на небі.

Хоча всі дзеркала прямокутні, вони значно відрізняються за розміром і формою. Головні дзеркала (M1) увігнуті й мають розмір 1,46 × 0,51 м, а опуклі вторинні дзеркала (M2) мають розмір 0,35 × 0,16 м. Світло від останньої пари відбивається на увігнуті третинні дзеркала (M3), розмір яких становить 0,65 × 0,28 м. Оптику доповнюють плоскі сумісні дзеркала М4 (розміри 0,19 × 0,07 м), а також дзеркала М5 і М6 (розміри 0,55 × 0,34 м).

Усі десять дзеркал виготовлені зі спеченого карбіду кремнію та мають захищену срібну поверхню з високим відбиттям. Це дозволило побудувати легку, але надзвичайно жорстку конструкцію, що важливо не лише для продуктивності дзеркала під час експлуатації, але й для мінімізації деформацій, спричинених гравітаційним полем Землі.

Камера

SM – прилад для картографуння
AF – астрометричне поле
BP – синій фотометр
RP – червоний фотометр
RVS – спектрограф радіальної швидкості
WFS – датчик хвильового фронту
BAM – монітор базового кута

Телескопи Gaia працюють із науковими інструментами, щоб точно визначати розташування зір та їхню швидкість, а також розкладати їхнє світло на спектр для аналізу. Основу Gaia складають три інструменти, що відповідають за вимірювання в астрометрії, фотометрії та спектрометрії.

Астрометрія

Астрометричний інструмент (Astro), який визначає чітке положення зір шляхом вимірювання їхнього кутового положення. Астрометричні вимірювання Gaia виконуються з використанням концепції глобальної астрометрії, успішно продемонстрованої Hipparcos. Gaia вимірює відносну відстань між тисячами зір, які одночасно наявні в об’єднаному полі зору. Астрометричне поле у фокальній площині дискретизується матрицею з 62 ПЗЗ, кожна з яких зчитується в режимі інтеграції із затримкою в часі, синхронізованому зі скануючим рухом супутника. Gaia проводить вимірювання для майже 2000 мільйонів зір, яскравіших за G ≈ 20,7 mag, зв’язуючи об’єкти з малими та великими кутовими віддаленнями в мережу, у якій кожен об’єкт підключений до великої кількості інших об'єктів у кожному напрямку. Кожна зоря проходить через астрометричний інструмент у середньому ~12 разів на рік, що призводить до ~630/1260 проходів ПЗЗ-детектора за номінальний/розширений (п’ять/десять років) термін служби місії. Gaia не спостерігає виключно за зорями: спостерігаються всі точкові об’єкти, яскравіші за G ≈ 20,7 mag, включаючи об’єкти Сонячної системи, такі як астероїди та об’єкти поясу Койпера, квазари, наднові, кратні зорі тощо. ПЗЗ-детектори Gaia мають розмір пікселя 10 мкм (59 кутових мілісекунд) у напрямку сканування (також відомому як напрямок уздовж сканування), а астрометричний інструмент був розроблений для роботи з щільністю об’єктів до приблизно 750 000 зір на квадратний градус. У переповнених полях спостерігаються лише найяскравіші зорі, тому що в таких зонах ліміт заповнення сягає більше ніж 20,7 зоряної величини.

Фотометрія

Фотометричний інструмент (BP/RP), який вимірює потоки випромінювання зір в діапазоні 320–1000 нм для визначення їх астрофізичних характеристик.

Основною метою фотометричного приладу є вимірювання спектрального розподілу енергії всіх спостережуваних об’єктів. Це вимірювання є критично важливим у двох аспектах: воно потрібне для корекції виміряних положень центроїда в основному астрометричному полі для систематичних хроматичних зсувів і для визначення астрофізичних характеристик, таких як ефективна температура, маса, вік, склад і хімічні властивості для всіх зірок.

Інструмент містить два фотометри, «блакитний» (ВР) для хвиль довжиною 330-680 нм та «червоний» (RP), що охоплює хвилі довжиною 640-1050 нм. Також інструмент може проводити багатоколірну фотометрію за допомогою призми. Дисперсійна призма слугує за основу інструмента, завдяки чому зоряне світло не фокусується в PSF-подібній плямі, а розсіюється вздовж напрямку сканування в спектрі з низькою роздільною здатністю. Прилад складається з двох призм з плавленого кремнезему низької роздільної здатності, які розсіюють все світло, що потрапляє в поле зору. Обидві призми мають відповідні широкосмугові фільтри для блокування небажаного світла. Фотометричний прилад інтегрований з астрометричними та спектроскопічними приладами та телескопами; фотометричні ПЗЗ розташовані у фокальній площині Gaia. У результаті світло та об’єкти, що надходять із двох напрямків огляду двох телескопів, накладаються на фотометричні ПЗЗ-матриці. Призми розташовані між останнім дзеркалом телескопа (M6) і фокальною площиною, близько до останньої, і фізично підтримуються радіатором CCD.

Фотометричні спостереження збираються за допомогою фотометричного приладу з такою ж кутовою роздільною здатністю, що й астрометричні спостереження, і для всіх об’єктів, які спостерігаються астрометрично, щоб:

• мати можливість хроматичної корекції астрометричних спостережень;
• надавати астрофізичну інформацію для всіх об’єктів, включаючи астрофізичну класифікацію (наприклад, тип об’єкта, такий як зоря, квазар тощо) та астрофізичні характеристики (наприклад, міжзоряне почервоніння та ефективна температура для зір, фотометричні червоні зсуви для квазарів тощо);
• мати можливість реконструювати фотометричні часові ряди для фотометрично змінних об'єктів.

Спектрометрія

Спектрометр радіальних швидкостей (RVS), отримує спектри з високою роздільною здатністю в діапазоні 847–874 нм, що застосовується для вимірювання променевої швидкості для зір до 17 величини. Інформація про радіальну швидкість разом із паралаксом та власним рухом дозволяє визначити повний вектор швидкості зорі відносно Сонця.

Основною метою інструменту Radial є отримання спектрів для найяскравіших 100–150 мільйонів зір на небі, до 17-ї зоряної величини. Ці спектри, в основному завдяки отриманій інформації про радіальні швидкості, мають вирішальне значення для вивчення кінематичної та динамічної історії Чумацького Шляху.

Прилад RVS — це спектрограф інтегрального поля середньої роздільної здатності (R = λ/∆λ ~ 11 500) ближнього інфрачервоного діапазону (847–874 nm), який розсіює все світло, що потрапляє в поле зору. Прилад RVS інтегрований з астрометричними та фотометричними приладами та телескопами; RVS CCD розташовані у фокальній площині Gaia. RVS використовує (астрометричну) функцію Sky Mapper для виявлення та підтвердження об’єктів. Об’єкти для спостереження RVS відібрані на основі вимірів, зроблених раніше на червоному фотометрі. Світло від об’єктів, що надходить з двох напрямків огляду двох телескопів, накладається на ПЗЗ-матриці RVS.

Спектроскопічні спостереження збираються за допомогою спектроскопічного приладу для всіх об’єктів до G_RVS ≈ 16 mag, щоб:

• надавати значення радіальних швидкостей за допомогою вимірювань доплерівського зсуву з використанням крос-кореляції;
• надавати (починаючи з Gaia Data Release 3) астрофізичну інформацію, таку як міжзоряне почервоніння, параметри атмосфери та швидкості обертання, для зір яскравіших за G_RVS ≈ 12 mag;
• надавати (починаючи з Gaia Data Release 3) вміст елементів для зір яскравіших за G_RVS ≈ 11 mag.

Спектроскопічний прилад може впоратися з щільністю об’єктів приблизно до 35 000 зір на квадратний градус. У більш щільних областях спостерігаються лише найяскравіші зорі, тому що ліміт спектроскопічної повноти стає яскравішим за 16-у зоряну величину в таких областях.

Обробка даних зондом

Блок обробки відео (VPU) Gaia має за основу інженерну модель (EM), що відповідає за обробку в режимі реального часу та управління даними про зірки, які передаються вузлом фокальної площини. VPU містить спеціальну плату попередньої обробки, розроблену компанією Astrium, а для основної частини обробки — плату SCS750 PowerPC від Maxwell Technologies, Inc., Сан-Дієго, США. Дані обробляються комп’ютерною системою з модульною архітектурою, яка відповідає розташуванню детекторів. Для збору даних система обробки даних має сім блоків обробки відео (VPU), по одному блоку на кожен ряд детекторів. Кожен VPU містить спеціальний препроцесор CWICOM (CCSDS Wavelet Image COMpression ASIC), розроблений Astrium, який в основному відповідає за швидке стиснення даних і генерацію пакетів даних. Кожен з цих пристроїв має потужність обробки понад 1000 MIPS. З такою величезною обчислювальною потужністю Gaia має більше можливостей для обробки чисел і гнучкості, ніж будь-який інший супутник, раніше створений ESA. Усі дані обробляються в режимі реального часу без буферизації, а датчики зчитуються синхронізовано з тією ж швидкістю, що й об’єкти рухаються через детектори. Відмова одного із семи блоків обробки відео мало б вплинула на результати. На початку місії були часті перезавантаження VPU, проте оновлення програмного забезпечення VPU до версії 2.8 у квітні 2015 року вирішило цю проблему.

Технічні обмеження

Обмежені обчислювальні потужності

Зображення з картографа Gaia поблизу Галактичного центру ESA382985

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

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

Обмежена пропускна здатність лінії зв'язку

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

Чутливі до насичення датчики

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

Пошкодження датчиків внаслідок випромінювання

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

Проблеми

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

Виявлені проблеми зонду

Проблема	Короткий опис	Джерела
Розсіяне світло	Сонячне світло потрапляло в оптику телескопа обхідними шляхами. Виявилося, що, з одного боку, арамідні волокна, оброблені в сонячному екрані, в деяких місцях виступають за край екрану і викликають розсіювання світла, а з іншого боку, світло також досягає апертур телескопа через дифракцію на краю сонячного екрану, внаслідок чого отримується подальше багаторазове віддзеркалення на поверхнях зонда.
Відкладення льоду	За даними детекторів зонду спостерігалося швидке «згасання» зірок. Це явище виникало через осадження кристалів льоду на дзеркалах телескопа. Причиною забруднення, ймовірно, є волога, що потрапила з Землі в секцію теплопостачання космічного апарату, і волога, що затримується в армованих вуглецевим волокном компонентах, яка повільно виводиться назовні. Для усунення зледеніння дзеркала телескопу нагрівали 6 разів
Відхилення в кутах нахилу телескопа	Інтерферометр, встановлений на борту, показав періодичну зміну кута між двома телескопами приблизно в одну мілісекунду від самого початку роботи. Астрономи Gaia очікують, що цей ефект можна буде відкалібрувати і, таким чином, обчислити на основі вимірювань
Дефектна форсунка	Під час випробувань з'ясувалося, що один з клапанів сопла на хімічних двигунах не відкривається. Його було успішно замінено на резервний до самого кінця місії
Встановлення місцезнаходження	Маючи зоряну величину від 20 до 21.2, Gaia була більш ніж на дві зоряні величини слабшою, ніж зонди WMAP і Planck, через що було складно з належною точністю визначати місцезнаходження телескопу. Якщо спочатку планувалося використовувати 1-2-метрові телескопи, то зараз використовуються 2-3-метрові телескопи.
Несправність головної антени	Головна антена через температурні коливання вимикалася шість разів, що вплинуло на корисне навантаження і стабільність основного кута між двома телескопами. Причиною стала несправність одного з двох основних передавачів. На момент оприлюднення повідомлення антена працює.
Несправність накопичувача	Під час місії контролер сховища даних виходив з ладу чотири рази: 5 квітня 2015 року, 29 квітня 2015 року, 29 листопада та 12 серпня 2016 року. Щоразу сховище відновлювало роботу, але певна кількість наукових даних могла не зберегтися протягом цього часу
Зоряні датчики	29 жовтня 2015 року регулятор положення автоматично переключився з зоряного датчика 1 на зоряний датчик 2. Того ж дня з'явилася можливість переключитися назад на перший зоряний датчик. Після аналізу було виявлено три зорі, які мали слабкі сусідні зорі, не зазначені в каталозі, що призводило до хибних спрацьовувань. 20 квітня 2017 року каталог зоряного датчика 1 було оновлено, а три проблемні об'єкти видалено

Старт

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

Наукові результати

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

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

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

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

Консорціум обробки та аналізу даних (DPAC)

Обробка масивів даних через наземні комп’ютерні системи була проблемною. На відміну від деяких інших місій, необроблені дані не можна використовувати без подальшої обробки. ЄКА разом з DPAC довелося розробити нове програмне забезпечення, що може ефективно обробляти, архівувати та готувати до використання на Землі отримані дані. DPAC — це спільнота астрономів, інженерів і спеціалістів з програмного забезпечення, організованих у дев’ять робочих груп, які називаються координаційними підрозділами (CU), що також відповідають за калібрування зонда.

Дані з антенної мережі спочатку збираються, обробляються та архівуються в Європейському центрі космічної астрономії (ESAC), потім стають доступними для наукової обробки DPAC. Центр DPAC із центральним об’єднанням усіх даних розташований у Віллафранка-дель-Кастільо в Іспанії та надається за підтримки ЄКА.

Обробка даних відбувається в кілька етапів з використанням різних процедур, розподілених між робочими групами. Деякі процедури виконуються з щоденним обсягом даних, деякі з тими, які охоплюють увесь сегмент даних протягом кількох місяців, інші ж - використовують дані з кількох сегментів даних. Частина процедур виконується рекурсивно.

Загалом космічний корабель створив понад один петабайт даних протягом номінальної тривалості місії в п’ять років, що еквівалентно ємності даних 1,5 мільйона CD-ROM або 200 000 DVD. Витрати на подальшу обробку даних DPAC покриваються державними коштами, а не ЄКА.

Розташування

Обробка даних здійснюється командою з приблизно 450 учених і розробників із власними центрами обробки даних в шести місцях у різних країнах: Віллафранці, Барселоні, Кембриджі, Женеві, Турині та CNES у Тулузі. Центр обробки даних CNES у Тулузі зберігає повний набір даних Gaia як резервну копію в іншому місці. Додаткові групи вчених і розробників у різних місцях розробляють комп’ютерні методи, які можна використовувати для виконання завдань CU. Окремі локації мають власні фінансові ресурси та приймають власні рішення щодо виконання своїх завдань та щодо обладнання, яке вони використовують.

Робочі групи

Перша група, CU1, відповідає за розробку програмного забезпечення та стратегію обробки даних. Друга група, CU2, відповідає за симуляції, які були необхідні для тестування програмного забезпечення перед використанням і для практики його використання. CU1 і CU2 були активні на дуже ранніх етапах проєкту, тоді як решта CU змогли почати повноцінну роботу лише після запуску зонда та надходження перших даних.

Три блоки відповідають за подальшу обробку астрономічних даних від різних детекторів. CU3 забезпечує астрометричні дані, положення та напрямок руху об’єктів у небі. Для виконання цих завдань потрібна більшість обчислювальних потужностей. CU3 забезпечує шлях від отримання необроблених телеметричних даних до астрометричного рішення, а також перший погляд на матеріал і видає наукові сповіщення. CU5 фокусується на фотометричних даних. CU6 обробляє спектроскопічні дані та використовує їх для визначення радіальних швидкостей і складу.

Інші команди працюють над оцінкою отриманих даних. CU4 вивчає об’єкти Сонячної системи, подвійні зірки, екзопланети та позагалактичні об’єкти. Змінні зірки досліджує CU7. CU8 поділяє всі спостережувані об’єкти на певні класи.

CU9 відповідає за перевірку та підготовку даних до публікації, публікацію попередніх і остаточних каталогів, розробку програмного забезпечення та інтерфейсів для надання даних, а також обслуговування відповідних серверів. CU9 продовжуватиме працювати на невизначений термін після припинення діяльності Gaia, навіть після того, як дані будуть повністю оброблені, а всі інші групи припинять свою працю. У майбутньому CU9 продовжуватиме розробляти нові методи, за допомогою яких можна буде оцінити дані відповідно до нових або додаткових критеріїв.

Gaia в культурі

Про місію Gaia було знято повнокупольний фільм Journey to a Billion Suns. Фільм, створений у співпраці ЄКА, був показаний у 70 планетаріях світу.

7 грудня 2017 року Deutsche Post випустила марку Gaia, що коштувала 0,45 євро.

Можлива наступна місія

Gaia NIR – це дослідження, опубліковане ESA у 2017 році для наступної місії Gaia з подібною технологією та коштами, але призначене для спостережень у ближньому інфрачервоному діапазоні. Станом на квітень 2022 року розробка необхідних достатньо точних в інфоачервоному діапазоні приладів спостереження є серйозною проблемою. Однак зазначається, що повторення вимірювань Gaia, наприклад, через 20 років, у поєднанні з оригінальними вимірюваннями значно підвищить точність вимірювання власного руху зірок.

Інше

18 лютого 2022 року Gaia, використовуючи датчики Skymapper, сфотографувала космічний телескоп Джеймса Вебба з відстані 1,02 мільйона кілометрів, коли він досяг точки Лагранжа L2.

Посилання

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