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 ЄКА Hipparcos (1989—1993), але досліджує в 10 000 разів більше об'єктів і визначає їхні позиції у 200 разів точнішеBrown, A. G. A., Vallenari, A., Prusti, T., de Bruijne, J. H. J., Babusiaux, C., & Bailer-Jones, C. A. L. (2021). Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics, 649, A1.. Gaia спеціалізується на об'єктах від 3-ї до 21-ї зоряної величини, оминаючи як найяскравіші, так і занадто тьмяні об'єкти. 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 до 16 зоряної величини також аналізується спектр, за яким можна визначити радіальну швидкість, спектральний клас, температуру та інші характеристики.
Спочатку назва «GAIA» була абревіатурою від Global Astrometric Interferometer for Astrophysics (глобальний астрометричний інтерферометр для астрофізики)Gaia-FAQ auf den ESA-Webseiten, https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/Frequently_Asked_Questions_about_Gaia 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 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 системи Сонце—Земля.
Спочатку планувалося, що місія триватиме до 25 липня 2019 року, однак її продовжили до кінця 2025 року. Від початку місії було видано три каталоги: з 1,1 мільярда об'єктів, з 1,7 мільярда об'єктів і з 1,8 мільярда об'єктів. Оголошено про подальше розширення та вдосконалення каталогів. Усі опубліковані дані знаходяться у вільному доступі в Інтернетіhttps://www.cosmos.esa.int/web/gaia/data-release-3.
2022 року ініціатори проєкту Gaia Леннарт Ліндегрен і Майкл Перрімен за доробок у космічній астрометрії отримали премію Шао.
Початок проєкту
Історія створення Космічний телескоп Gaia бере свій початок від місії Європейського космічного агентства (ЄКА) Hipparcos (1989—1993). Проєкт Gaia запропонували в жовтні 1993 року Леннарт Ліндегрен (, Швеція) та Майкл Перріман (ЄКА). Вони подали його на конкурс довгострокових наукових програм ЄКА . Науковий програмний комітет ЄКА затвердив проєкт 13 жовтня 2000, а реалізацію проєкту (фазу B2) 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 застосовна, назву «Gaia» залишили як відображення неперервності проєкту. Також назва цього телескопа є відсилкою до давньогрецької богині Землі Геї (англійською — Gaia).
Цілі й завдання Передбачалося, що за допомогою Gaia буде складено тривимірну карту нашої Галактики із зазначенням координат, напрямку руху й кольору більше мільярда зір. Крім цього, очікувалося відкриття близько 10 тис. екзопланет, сотень тисяч квазарів і змінних зір, тисяч нових та наднових зір, а також астероїдів і комет у Сонячній системі. Одним із завдань місії була перевірка загальної теорії відносностіHees, A., Hestroffer, D., Poncin-Lafitte, C. L., & David, P. (2015). Tests of gravitation with GAIA observations of Solar System Objects. arXiv preprint arXiv:1509.06868.Hestroffer, D., David, P., Hees, A., & Le Poncin-Lafitte, C. (2015). Local tests of general relativity with Gaia and solar system objects. Journées 2000-Systèmes de Référence spatio-temporels..
Цілі проєкту: Щоб визначити світність зорі, необхідно знати відстань до неї. Одним із небагатьох способів досягти цього без спеціальних фізичних припущень є паралакс зорі, але вплив атмосфери 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, залишалися 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 мали забезпечити повніше уявлення про функцію світності зір. Gaia мав спостерігати 1 мільярд зір, що становить близько 1 % в галактиці Чумацький Шлях. Детальне обстеження та перегляд великої кількість об'єктів протягом тривалого періоду потрібно для кращого розуміння швидших етапів еволюції зір, таких як класифікація, частота, кореляції та безпосередньо спостережувані атрибути рідкісних фундаментальних і циклічних змін. 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 цілей було поставлено такі завдання: Визначити положення, паралакс і власний рух 1 мільярда зір: із точністю близько 20 кутових мікросекунд (μas) для зір 15-ї величини й 200 μas — для зір 20-ї величини. Визначити координати зір до десятої величини з точністю до 7 μas, для зір до 15-ї величини визначити координати з точністю від 12 до 25 μas, а для зір до 20-ї величини — із точністю від 100 до 300 μas (залежно від їхнього кольору). Таким чином, відстань до близько 20 мільйонів зір передбачалося виміряти з точністю 1 % (чи краще), а відстані до близько 200 мільйонів зір — із точністю краще 10 %. Точність у межах 10 % мала сягнути Галактичного центру, розташованого на відстані близько 30 000 світлових років. Виміряти променеву швидкість 40 мільйонів зір із точністю краще 0,5 км/с. Виміряти ефективну температуру, міжзоряне поглинання на лінії зору, прискорення вільного падіння на поверхні, металічність для всіх спостережуваних зір, а також деякі подробиці хімічного складу для зір, яскравіших за V = 15. Точно виміряти нахил орбіт тисячі позасонячних планет, визначивши їхню 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. Виявити астероїди 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 квазарівProft, S., & Wambsganss, J. (2015). Exploration of quasars with the Gaia mission. Astronomy & Astrophysics, 574, A46..
Будова 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 Зорешукач Телекомунікаційна частина та батареї Головний привід Комбінований світловий шлях телескопів, структура площини фокусування та інструментів:Завдяки обертанню зонда зображення у фокальній площині рухаються 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 й призми для визначення радіальної швидкості (РШ) Призми для синього (BP) і червоного (RP) фотометра
Космічний апарат Телескоп працював в оптичному діапазоні. Для максимального тепло- та світло-захисту телескоп оснащено великим сонцезахисним екраном діаметром 10,2 м. Екран завжди було обернено до Сонця, завдяки чому всі компоненти телескопа залишалися прохолодними, а живлення здійснювалося від сонячних панелей на його поверхні. Ці фактори та матеріали, використані при його створенні, дозволяли Gaia функціонувати в умовах від -170°C до 70 °C.
Основним інструментом телескопа Gaia був цифровий сенсор, найбільший із коли-небудь створених для місій у космосі. Він складається зі 106 окремих ПЗЗ-матриць розміром 4,7 x 6 см кожна, загальним розміром близько 1 гігапікселя.
Телескопи 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 та 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 десяти.
Фокусна відстань обох телескопів становить 35 м, що забезпечує масштаб пластини 58,9 × 176,8 mas/піксель уздовж і поперек напрямів сканування відповідно. Прямокутна апертура дозволяла одновимірно об’єднувати ПЗЗ-зображення в поперечному напрямку сканування для тьмяних зір, суттєво зменшувала 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 обладнані приводами, які могли рухати дзеркала в межах 5°, але вони працювали лише під час фази калібрування та після періоду нагріву. Обидва телескопи було спрямовано на однакові за розміром ділянки неба, які рознесено на 106,5°; кожну з ділянок спостерігав один телескоп. Два поля зору мають розмір приблизно 1,4° × 0,7°, тож вони охоплюють площу на небі, приблизно вчетверо більшу за диск Сонця або повного місяця.
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 поєднувальні дзеркала М4 (розміри 0,19 × 0,07 м), а також дзеркала М5 і М6 (розміри 0,55 × 0,34 м).
Усі десять дзеркал виготовлено зі спеченого карбіду кремнію та вкрито захищеною срібною поверхнею 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