V předchozím čísle Zpravodaje jsme informovali o zkušebním provozu astrometrické observatoře Gaia. Tentokrát se zaměříme na popis tohoto velice ambiciózního zařízení.
Observatoř Gaia má tvar válce rozměrech 2,3 × 4,6 metru. Na jeho spodní základně, mířící přibližně ke Slunci, je kruhový tepelný štít o průměru 10 m. Ten se rozevřel po startu a zajišťuje tepelnou stabilitu celé observatoře. Vnější strana tepelného štítu je pokryta fotovoltaickými články, které poskytují téměř 2000 W elektrické energie. Observatoř rotuje kolem své osy rychlostí 4 otáčky za den. Startovní hmotnost dosáhla 2 030 kg.
Hlavními vědeckými přístroji jsou dva identické dalekohledy, promítající obraz na rozsáhlé pole CCD detektorů jediné kamery. Všech 106 jejích detektorů dohromady dosahuje rozlišení jedné miliardy pixelů a pokrývá plochu 0,5 × 1 metr. Jedná se tedy o vůbec největší kameru, jaká byla v kosmické technice použita. Kamera a dalekohledy současně plní všechny tři pozorovací cíle: přesnou astrometrii, fotometrii i spektroskopii hvězd. Různé části pole detektorů jsou uzpůsobeny k jednotlivým typům pozorování a obrazy hvězd se postupně přesouvají z jedné zóny do další, jak celá observatoř pozvolna rotuje kolem vlastní osy. Dalekohledy nemají zrcadla kruhového, ale obdélníkového tvaru. Hlavní zrcadla mají rozměr 1,45 x 0,5 m a ohniskové vzdálenosti dalekohledů jsou 35 m. V optické konstrukci každého dalekohledu je 6 zrcadel, ovšem poslední dvě zrcadla, M5 a M6, jsou již společná pro oba dalekohledy. Všechna zrcadla i nosný prstenec, na kterém jsou namontována, jsou vyrobeny ze speciálního materiálu SiC – silikon karbidu. Použití tohoto materiálu zajišťuje nízkou hmotnost, minimální tepelnou roztažnost i plastičnost. Materiál s takovou tvarovou stálostí zajišťuje dostatečnou tuhost celé optické soustavy a přitom stačí pasivní tepelná ochrana slunečním štítem, místo jinak podstatně náročnější aktivní temperace na stanovenou teplotu.
Observatoř tvoří trojice navzájem propojených částí: mechanický servisní modul, elektrický servisní modul a přístrojový modul. Mechanický modul představuje pevnou konstrukci, držící všechny přístroje a nezbytnou elektroniku na svých místech, a také obsahuje všechny prvky tepelné regulace. Jeho součástmi jsou: systém manévrovacích trysek, rozevíratelný sluneční štít, tepelný obal vědeckých přístrojů, panely slunečních baterií a struktura prstence držícího součásti vědecké aparatury na správných místech. Elektrický servisní modul se stará o napájení, řízení a správnou funkci vědeckých přístrojů, stabilizaci celé observatoře v prostoru, správu dat a telekomunikaci s pozemními stanicemi. Přístrojový modul představuje všechny optické přístroje a veškerou elektroniku, potřebnou k plnění vědeckých cílů mise a k filtraci a předzpracování surových dat před jejich odesláním na Zem. Součástí přístrojového modulu je proto mimo jiné i jednotka pro zpracování obrazu a také jednotka přesného času, vybavená normálem atomových hodin.
Napájecí systém je tvořen trojpřechodovými fotovoltaickými slunečními panely o celkové ploše 12,8 m2. Trojpřechodové panely mají v dnešní době jednu z nejvyšších účinností mezi fotovoltaickými panely. Jejich využití je právě v kosmickém průmyslu, díky výhodnému poměru elektrického výkonu ke hmotnosti. Sluneční panely mají garantován výkon více než 1 910 W po celou dobu trvání mise. Celková spotřeba všech systémů observatoře při tom nepřesahuje 1 561 W.
Vědecké přístroje jsou určeny k plnění tří základních úkolů: extrémně přesné astrometrické měření po celé obloze, fotometrie měřených objektů a spektroskopické měření radiálních rychlostí měřených objektů. Každá z pozorovaných hvězd tak bude proměřena všemi třemi metodami, a ačkoli jsou všechny detektory součástí jedné kamery, jsou rozděleny do jednotlivých sekcí, vyhrazených jednotlivým typům pozorování a doplněných případně speciálními předřadnými členy. Systém se tak rozděluje na tři vědecké části: ASTRO, který zajišťuje astrometrická pozorování, dvojici fotometrů a spektrometrický systém RVS.
Systém ASTRO bude pořizovat astrometrická data. Princip je obdobný, jako u předchozí observatoře Hipparcos z konce 80. let minulého století. Osy obou dalekohledů spolu svírají základní úhel 106,5°. Do jediného zorného pole se promítají obrazy z obou dalekohledů, čímž lze velmi přesně měřit relativní polohy hvězd z obou dalekohledů vůči sobě. Takto se během pěti let relativní poloha každého objektu proměří přibližně sedmdesátkrát. To postačuje ke zjištění pěti základních astrometrických parametrů pro každou hvězdu: dva parametry úhlové pozice, dva parametry vlastního pohybu a jeden parametr vzdálenosti. Navíc bude možné zjistit řadu dalších parametrů například pro fyzické dvojhvězdy, exoplanety, či tělesa Sluneční soustavy.
Celý systém observatoře bude pracovat v režimu nepřetržitého snímání. Data budou představovat plynulý proud velkého množství relativních úhlových vzdáleností, tím, jak se bude dvojité zorné pole pozvolna posouvat oblohou. Vysoké úhlové rozlišení, a tedy i vysoká poziční přesnost, jsou zajištěny velkým rozměrem objektivů dalekohledů ve směru skenování oblohy. Široké zorné pole zase zajišťuje vysokou stabilitu výsledného referenčního systému.
Vzhledem k obrovské datové náročnosti přenosu dat z celé plochy snímačů se bude provádět přímo během pozorování filtrace jen na obrazy hvězd a jejich bezprostředního okolí. Na pomyslném počátku zorného pole kamery, tedy na té straně, kam se obrazy hvězd promítnou nejdříve, jsou dva sloupce CCD detektorů, které budou skenovat oblohu, a algoritmus z těchto skenů v reálném čase vyhledá hvězdy. Následující mozaika 62 CCD čipů bude ukládat data jen z malých čtverců obrazu okolo jednotlivých hvězd. Tím se značně redukuje množství přenášených dat i výpočetní nároky na jednotky zpracování obrazu.
Následné pozemní zpracování dat představuje komplexní proces, zahrnující propojení všech relativních měření poloh, vyhledávání přesných poloh hvězd v obraze, převod z pixelových pozic na úhlové polohy v zorném poli pomocí geometrické kalibrace ohniskové roviny optického systému a následný převod těchto souřadnic na souřadnice na obloze pomocí znalosti přesného natočení a základního úhlu obou optických os.
Současně bude potřeba provést korekce mnohých i nepatrných efektů, které mohou při takto přesných měřeních způsobovat znatelné odchylky. Jde například o systematické barevné posuny a aberace v optickém systému, ale také efekty obecné teorie relativity. Do korekcí nebude započítán jen ohyb světla způsobený hmotou Slunce, ale také ohyby způsobené planetami, některými jejich měsíci a dokonce i nejhmotnějšími planetkami.
Výsledná přesnost určení úhlových poloh se bude lišit podle jasnosti hvězd a také podle hvězdných tříd, tedy podle barvy hvězd. Pro hvězdy do 15. magnitudy by však neměla být přesnost horší než 25 miliontin obloukové vteřiny. Pro hvězdy do 10. magnitudy by dokonce neměla přesáhnout 7 miliontin obloukové vteřiny.
Dvojice fotometrů bude měřit pro každou hvězdu rozložení zářivé energie ve spektru. Hlavními cíli těchto měření je zjištění astrofyzikálních charakteristik hvězd, jako jsou svítivost, efektivní teplota, hmotnost, věk a chemické složení. Dále budou data využita při výpočtech korekcí poloh ze systému ASTRO. Právě z dat fotometrů bude možné určit míru barevného posunu obrazu hvězdy v optickém systému dalekohledů a tento posun následně korigovat. Přístroj je tvořen dvojicí fotometrů. Jedním pro „modrou“ část spektra (320 – 660 nm) a druhým pro „červenou“ část spektra (650 – 1 000 nm). Každý z fotometrů má vymezen jeden sloupec CCD detektorů, před kterým je umístěn optický hranol s nízkou disperzí (rozptylem). Výhodou celého uspořádání je, že využívá pro všechny přístroje plnou aperturu dalekohledu a díky tomu lze proměřit i velmi slabé hvězdy.
Spektrometrický systém má za cíl proměřit radiální rychlosti jednotlivých hvězd. Z toho důvodu se jedná o spektrometr s malou šířkou pásma od 847 do 874 nanometrů a poměrně velkým rozlišením. Ve zvoleném pásmu leží maxima vyzařování hvězd tříd G a K, jež tvoří podstatnou část populace hvězd. U takových hvězd v pozdějším stádiu vývoje lze v daném rozsahu najít řadu slabých spektrálních čar železa, křemíku a manganu a také výrazný triplet vápníkových čar. Ty jsou přibližně na vlnových délkách 849,8 nm, 854,2 nm a 855,2 nm. Tato trojice umožňuje zjišťování radiálních rychlostí i při horším poměru signál/šum. Pro horké mladší hvězdy vychází do zvoleného rozsahu slabé čáry Ca II, He I, He II a N I. Dominují zde však silné čáry Pashenovy série vodíku.
Spektrometr je umístěn až na konci pole CCD detektorů. Zaujímá poněkud menší zorné pole, protože jej tvoří čtyři řady, každá se třemi CCD snímači. Ostatní detektory mají 7 řad snímačů. Během mise bude proto každý objekt zde proměřen průměrně jen čtyřicetkrát, zatímco v předchozích přístrojích průměrně sedmdesátkrát. U hvězd jasnějších 15. magnitudy bude možné zjistit radiální rychlost z každého pořízeného spektra, u hvězd mezi 15. a 17. magnitudou se bude určovat jen střední radiální rychlost ze všech měření během mise dohromady.
Součástí ohniskové roviny s detektory je i čtveřice servisních detektorů. Dva z nich slouží k proměřování vlastností ohniskové roviny. Jde o speciální senzory vlnoplochy, které dokáží odhalit i drobné odchylky v řádu tisícin vlnové délky a díky tomu určit polohu ohniskové roviny s vysokou přesností. Pro případné opravy odchylek v optickém systému jsou sekundární zrcadla obou dalekohledů nastavitelná podle pěti stupňů volnosti. Další dva detektory slouží k ověřování základního úhlu 106,5° mezi optickými osami obou dalekohledů. Přesné dodržení tohoto úhlu po celou dobu sběru dat je kriticky důležité. Jeho hodnota je neustále kontrolována laserovým interferometrem, vestavěným do konstrukce, držící oba dalekohledy. Odchylka dalekohledů od základního úhlu nesmí překročit 7 miliontin obloukové vteřiny. Systém je při tom schopen odhalit odchylky menší, než 0,5 miliontiny obloukové vteřiny.
Pro zpracování dat je též velice důležitý palubní časový normál, protože poloha je určována z časů průchodů objektů přes ohniskovou rovinu. Za tím účelem je observatoř vybavena atomovými hodinami s velice stabilním rubidiovým maserem, naladěným na frekvenci 10 MHz. Synchronizace palubního času se světovým koordinovaným časem je navíc zajištěna zvláštním dvoucestným procesem. Ten na rozdíl od běžného jednocestného procesu umožňuje eliminovat symetrická zpoždění ionosférického a troposférického původu, stejně jako zpoždění vlivem relativistických efektů.
Palubní systém zpracování dat zahrnuje sedm jednotek zpracování obrazu, pro každou řadu detektorů jednu a paměťový modul o kapacitě 800 Gb. Procesory jsou koncipovány modulárně s možností přizpůsobit se. V případě výpadku jednoho kanálu by nemělo dojít k výraznému dopadu na vědecké výsledky. Algoritmy pro palubní zpracování umožňují práci v reálném čase, bez hromadění nezpracovaných dat. Díky celkové flexibilitě systému je též možná modifikace algoritmů na základě výsledků testovacích měření.
Přestože Gaia vychází z podobného konceptu, jako předchozí observatoř Hipparcos, jde o zařízení zcela jiné třídy. Gaia má 30× větší sběrnou plochu objektivů a je schopna měřit polohy s 200× vyšší přesností. Vysoké nároky jsou však kladeny i na pozemní zpracování dat. Během pětileté mise observatoř odešle několik set terabajtů surových dat k pozemním stanicím ve španělském Cebreros a australském Perthu. Ta bude potřeba zpracovat podstatně složitějším procesem, než tomu bylo u předchozí astrometrické observatoře. Vydání finálního katalogu se očekává okolo roku 2020.
Podobné články: Gaia prochází postartovními testy
Zdroje:
