Tai – 4,4 m skersmens cilindras su jo viduje įrengtais trimis optiniais interferometrais. GAIA skries geosinchronine orbita už 36 000 km nuo Žemės ir matuos žvaigždžių padėtį 5–20 kampinių mikrosekundžių tikslumu. Iš jos tyrimo duomenų paaiškės, kurios iš 200 000 žvaigždžių, esančių už 650 šviesmečių nuo mūsų Žemės, turi Jupiterio dydžio planetas.
GAIA orbitinės observatorijos pagrindinis tikslas – sudaryti katalogą, kuriame bus apie milijardas žvaigždžių su ryškiais šviesesniais už 20. Misijos metu taip pat planuojama atlikti:
astrometrinius matavimus – atstumų, žvaigždžių savojo judėjimo matavimai, kurių tikslumas sieks apytiksliai 20 kampinių mikrosekundžių ties 15 ryškiu ir 200 kampinių mikrosekundžių ties 20 ryškiu;
Naudojantis GAIA kosminės observatorijos gautais duomenimis planuojama sukurti tikslų trimatį mūsų galaktikos, Paukščių Tako žvaigždėlapį ir naudojantis stebėjimais modeliuoti jo judėjimą. Tai turėtų suteikti daugiau informacijos apie Paukščių Tako galaktikos evoliuciją. Spektrofotometriniais stebėjimais tikimasi ištirti kiekvienos stebėtos žvaigždės detalius fizikinius duomenis, tokius kaip šviesis, efektinė temperatūra, sunkio jėga paviršiuje ir žvaigždės cheminių elementų procentinė sudėtis. Taigi šie didelio skaičiaus žvaigždžių stebėjimai ir matavimai padės išspręsti daugelį svarbių uždavinių susijusių su mūsų galaktikos prigimtimi, struktūra ir evoliucijos istorija. Taip pat tikimasi atlikti didelio skaičiaus kvazarų, galaktikų, egzoplanetų, taip pat ir Saulės sistemos kūnų stebėjimus ir matavimus.
GAIA observatorija taip pat galės aptikti asteroidus, kurių orbitos yra tarp Žemės orbitos ir Saulės. Būtent šioje zonoje sunku aptikti objektus Žemėje esančiais teleskopais dėl to, jog ji matoma tik artimu dienai metu.
Observatorijos paleidimas
Paleidimas įvyko iš Kuru kosmodromo (Prancūzijos Gvianoje). GAIA į orbitą iškėlė Soyuz ST-B raketa, susidedanti iš naujausio modelio Soyuz raketos-nešėjos, fregatos viršutinės platformos ir patobulinto aerodinaminio apvalkalo, kad sumažintų oro pasipriešinimą keliant krovinį.
Soyuz yra keturių pakopų palydovų paleidimo įranga. Ji susideda iš keturių paleidimo variklių (pirmoji pakopa), centrinės dalies (antroji pakopa), trečios pakopos ir paleidžiamosios fregatos viršutinės dalies (ketvirtoji pakopa). Kiekviena dalis taip pat turi savo jungiklį/dalytuvą ir aerodinaminį apvalkalą.
Pirmoji stadija. Keturi paleidimo varikliai yra išdėstyti aplink centrinį erdvėlaivio dalį tarsi cilindrai, kurių viršūnės nusmailintos lyg kūgiai, juose yra oksidatoriaus ir kuro talpos. Skystas deguonis ir žibalas – raketinis kuras, kuris naudojamas trijose pirmose paleidimo pakopose raketiniuose varikliuose RD-107A. Kiekvienas variklis turi keturias degimo kameras ir purkštuvus. Siekiant pilnai valdyti erdvinį skrydį kiekvienas variklis turi po vieną aerodinaminį sparną ir po du pagalbinius šoninius variklius. Šios pakopos degimas paprastai užtrunka 118 sekundžių.
Antroji pakopa. Pagrindinė erdvėlaivio dalis yra panašios konstrukcijos kaip ir keturi paleidimo varikliai. Sandūroje tarp pagrindinės dalies ir paleidimo variklių yra standus žiedas. Šioje pakopoje naudojamas RD-108A variklis su keturiom degimo kamerom ir purkštuvais, jis taip pat turi keturis pagalbinius šoninius variklius, kurie padeda valdyti skrydį ir leidžia erdvėlaiviui manevruoti, kai pagrindinis variklis yra atjungiamas. Šios stadijos degimas paprastai užtrunka 286 sekundes. Paleidimo ir pagrindinės pakopų variklių uždegimas vyksta maždaug 20 sekundžių iki raketos paleidimo, tuomet varikliai paleidžiami vidutiniu galingumu. Tai daroma, kad norint patikrinti variklių techninę būklę kol raketa nepakilo ir varikliai neįsijungė visu galingumu.
Trečioji pakopa su centrine erdvėlaivio dalimi yra sujungta tinkline struktūra. Trečios stadijos pagrindinio variklio uždegimas pradedamas likus maždaug dviem sekundėms iki centrinės dalies išjungimo. Šios pakopos variklio trauka atskiria centrinę dalį. Tuomet oksido ir kuro talpos yra vidutiniškai tame lygyje kaip ir erdvėlaivio sisteminė elektronika. Šioje stadijoje naudojamas RD-0110 variklis, kuris kaip ir praėjusių stadijų varikliai, turi keturias degimo kameras, keturis purkštuvus ir keturis pagalbinius šoninius purkštuvus, kurie padeda valdyti skrydį ir manevruoti. Šios stadijos degimas paprastai užtrunka 240 sekundžių. Kai šios pakopos variklis išjungiamas ir atsiskiria ketvirtoji pakopa, trečioji pakopa atlieka apsauginį manevrą ir pro vožtuvą sparčiai išleidžia likusį skystą deguonį.
Fregatos pakopa. Viršutinė pakopa yra visiškai savarankiškas ir prisitaikantis, orbitoje galintis skrieti aparatas. Jis turi galimybę skrieti tam tikroje orbitoje (pvz.: LEO, SSO, MEO, GTO, GEO).
Viršutinė pakopa susideda iš šešių sferinių talpų, 4 iš jų yra skirtos raketiniam kurui, 2 sisteminei skrydžio elektronikai. Šios talpos išdėstytos ratu, kad sudarytų papildomą atramą veikiant išorinėms pasipriešinimo jėgoms. Ši pakopa yra nepriklausoma nuo trijų apatinių pakopų, nes ji turi savo navigaciją, valdymą, telemetrijos sistemą. Ši pakopa turi pakankamai raketinio kuro (UDMH/NTO), kad pakartotinai įjungtų savo variklį 20 kartų per skrydį. Tai leidžia vykdyti misiją sunkiomis sąlygomis ar kuomet reikia koreguoti trajektoriją.
Moderniausia Soyuz versija turi skaitmeninę valdymo sistemą, kuri naudojama pirmose trijose pakopose. Valdoma kompiuterio ši sistema vadovaujasi inercijos matavimais taip užtikrindama Soyuz raketai didesnio tikslumo navigacijos ir valdymo galimybes. Ši skaitmeninės valdymo sistema yra įrengta trečioje pakopoje. Šios sistemos pagrindiniai privalumai:
Geriau prisitaikanti pozicijonavimo sistema (angl. attitude control system, ACS), galinti valdyti didesnį aerodinaminį nestabilumą, atsiradusį dėl didesnio ST aerodinaminio apvalkalo.
Didesnis tikslumas skrydžio metu, kai naudojamos pirmosios trys Soyuz pakopos.
Galimybė atlikti šoninį manevrą skrydžio metu, taip pat atlikti smulkius kurso pataisymus ir panašius manevrus iš paties erdvėlaivio.
Dabartiniai Soyuz yra su ST–tipo aerodinaminiu apvalkalu, kurio išorinis diametras yra 4,1 metro, o ilgis 11,4 metro. Viršutinioji pakopa yra kapsulės formos, kurioje patalpintas ir krovinys, šios misijos atveju GAIA observatorija, ir jos išmetimo įrenginys.
Stebėjimo principas
GAIA observatorija naudosis sėkminga astrometrine Hipparcos misijos koncepcija. Šis matavimo principas remiasi tuo, jog ta pati žvaigždė bus stebimai pakartotinai, naudojant du stebėjimo laukus. Šiam tikslui erdvėlaivis suksis pastoviu 1° per minutę kampiniu greičiu apie dviejų stebėjimo laukų ašį, kuri pilnai apsisuks per 6 valandas. Kadangi tarp astrometrinių stebėjimo laukų bus sudarytas 106.5° kampas, tai objektai stebėti pirmajame lauke antruoju bus stebimi 106,5 minutėmis vėliau.
Erdvėlaivio sukimosi ašis sudaro 45° kampą su Saulės kryptimi. Tai yra optimalus kampas, kad būtų tenkinami astrometriniai reikalavimai – didelis kampas tarp paties modulio šešėlių ir Saulės sistemos kūnų. Ši skanavimo ašis dar apibūdinama lėta precesija apie Saulės-Žemės kryptį, šios precesijos vidutinis periodas 63,12 dienų. Tai leidžia skanavimo dėsniui būti nepriklausomam nuo padėties orbitoje.
Kai kuriuos dangaus plotuose, kaip pavydžiui Kentauro omega ar kituose kamuoliniuose spiečiuose, kur žvaigždžių tankumas viršija 750000 žvaigždžių kvadratiniame laipsnyje, kurį observatorijos aparatūra dar gali išsaugoti savo darbinėje atmintyje, galima naudoti pakeistą skanavimo dėsnį. Šiuo atveju atitinkama vieta skanuojama ilgiau, kad būtų padidintas skaičius sėkmingai fiksuojamų šviesulio kulminacijų šiuose dangaus regionuose.
GAIA observatorija
Teleskopai
Optinė schema tai šešių veidrodžių antiastigmatinė sistema. Dviejų teleskopų optiniai keliai yra sukomponuoti šešių reflektorių (M1-M6), iš kurių du yra paprastieji (M5-M6). Abu teleskopai naudosis bendra židinio plokštuma. Jie stebės dviem skirtingom kryptimis, tarp kurių sudarytas 106,5° kampas. Kiekvieno teleskopo pirminių veidrodžių (M1 ir M‘1) matmenys yra 1,45 x 0,5 kvadratinio metro, o židinio nuotolis 35 metrai, iš ko seka 170 µm/arcsec židinio plokštumos mastelis. Stebėjimo laukas 0,7 x 0,7 kvadratinių laipsnių. Pasirinktas 10 µm CCD pikselio dydis išilginio skanavimo kryptimi.
Norint užtikrinti temperatūrinį ir mechaninį stabilumą veidrodžiai ir optinis suolas ant kurio jie sumontuoti yra pagaminti iš silicio karbido (SiC).
Optinė sistema yra kompaktiška, optinio suolo diametras apie 3 metrus. Optinio suolo mechaninė struktūra yra pritaikyta Soyuz-Fregat nešančiajai raketai.
Šiais teleskopais galima pasiekti labai aukštą stebėjimų ir matavimų kokybę, atsižvelgiant į bangos fronto iškraipymus (angl. wave-front errors, WFEs) ir optinę distorsiją. Bendras efektyvus bangos fronto iškraipymas astrometriniuose stebėjimuose įskaitant optinių sistemų tikslumą, integraciją, kalibravimo tikslumą ir pan. yra 46 nm. Dėl tų pačių priežasčių atsirandanti distorsija yra lygi 1,3 µm (0,13 pikselio) per vieną CCD perėjimą. Pastaroji vertė yra priimtina, nes ji sukelia tik ribotą išilginio žvaigždžių nuotraukų skanavimo sąlygotą išplitimą, kai žvaigždės keliauja per CCD masyvą sukantis GAIA observatorijai apie savo ašį.
Nors optinė konstrukcija yra pilnai reflektinė, t. y. sudaryta tik iš veidrodžių, difrakcijos efektai su liekamosiomis aberacijomis difrakciniuose vaizduose ir žvaigždės padėties matavimuose sukelia sisteminius chromatinius pokyčius. Šis efektas, paprastai nepaisomas optinėse sistemose, buvo aktualus Hipparcos kosminei observatorijai, jis taip pat yra kritiškai svarbus GAIA misijai. Bendra sistemos konstrukcija yra tokia, jog tokie sisteminiai chromatiniai poslinkiai, kurie gali siekti iki 500 kampinių mikrosekundžių ar net daugiau, turės būti sukalibruoti antžeminės duomenų analizės metu, naudojant spalvų informaciją išmatuotą su fotometrine sistema kiekvienam stebėtam objektui.
Židinio plokštuma
Abiejų teleskopų stebėjimo kryptys yra sufokusuotos ant šios bendros židinio plokštumos, parodytos paveikslėlyje dešinėje, kurioje yra 106 didelio formato CCD matricos, išdėstytos į 7 eiles ir 17 juostų. Kiekvienas CCD turi 4500 uždelstu laiku integruojamų (angl. time-delayed integration, TDI) pikselių eilučių ir 1966 pikselių stulpelių. CCD pikselio dydis yra 10 µm išilgai skanavimo krypčiai ir 30 µm statmenai skanavimo krypčiai. Žvaigždės kerta židinio plokštumą paveikslėlyje nurodyta kryptimi.
Kadangi GAIA yra skanuojantis instrumentas, modulio židinio plokštumos montažas (angl. focal plane assembly, FPA) yra konstruojamas aplink CCD matricų mozaiką, veikiančią TDI būdu. Per nominalias operacijas palydovo sukimosi dažnis ir dėl jo esantis objektų judėjimo židinio plokštuma greitis yra pastoviai sinchronizuotas su fiksuota CCD matricų TDI periodo verte. Iš to išplaukia, jog žvaigždės pereina per židinio plokštumą pastoviu greičiu (60 arcsec/s) ir jų nuotraukos yra palaipsniui daromos joms judant per CCD matricas. Gale kiekvienos pereitos CCD matricos sugeneruoti krūvio paketai yra nusiunčiami į nuoseklų registrą, nuskaitomi ir vėliau, skaitmeniškai apdorojus, patalpinami į laikiną saugyklą pačiame modulyje, o po to siunčiami į Žemę.
Sudėtinga židinio plokštumos konstrukcija yra daugelio dažnai konkuruojančių reikalavimų rezultatas. Pavyždžiui: židinio plokštumos konstrukcijos mozaika buvo pasirinkta pakankamai didelė, jog būtų galima naudotis pakankamai dideliu matymo lauku, taip pat ilgas kiekvieno objekto stebėjimo laikas, kad pasibaigus misijai stebėjimų rezultatai atitiktų aukštas mokslines normas, tuo pačiu paliekant tokį CCD matricų kiekį, su kuriuo dar galima susidoroti, kai kalbame apie valdymą, testavimą, elektros energijos sąnaudas, temperatūrinės stabilumo charakteristikas, pagaminimo terminą, kainą ir t. t. Panašiai taip pat pasirinktas skanavimo krypties CCD matricos pikselio dydis yra pakankamai mažas, kad būtų pakankama erdvinė skyra leidžianti išgauti centrinę difrakcinio vaizdo padėtį dideliu tikslumu. Tačiau pikselio dydis taip pat turi būti pakankamai didelis, kad CCD matricą būtų galima pagaminti su šiandieninėmis esamomis CCD technologijomis išgaunant reikiamą kvantinį našumą (angl. quantum efficiency, QE), moduliacijos perdavimo funkciją (angl. modulation-transfer function), triukšmo charakteristikas prie reikiamų CCD matricos nuskaitymo greičių ir elementų matricoje tankumo. TDI eilių skaičius CCD matricoje buvo pasirinktas pakankamai didelis, kad būtų pakankamas signalo-triukšmo lygio skirtumas atliekant silpnų žvaigždžių matavimus CCD matricų perėjimo vietoje, bet pakankamai mažas, kad išvengti našumo sumažėjimo – vaizdo suteršimo, kuris atsiranda dėl observatorijos padėties sutrikdymų, skanavimo dėsnio efektų, distorsijos, radiacijos žalos – krūvininkų pagavimo ar išlaisvinimo ir t. t.
Židinio plokštumos pagrindinės penkios funkcijos:
Bangos fronto detektorius (angl. wave-front sensor, WFS) ir atraminio kampo matavimas, (angl. basic-angle monitor, BAM);
Dangaus žymėjimas (angl. Sky Mapper, SM), automatiškai aptinka objektus, kurie patenka į stebėjimo laukus ir seka žvaigždes paeiliui pereinančias CCD matricas;
Pagrindinis astrometrinis laukas (angl. main Astrometric Field, AF), skirtas astrometriniam matavimams;
mėlynas ir raudonas fotometrai (BP ir RP), kurie gali atlikti mažos skyros spektrofotometrinius matavimus kiekvienam objektui 330–660 ir 650–1000 nm bangų ruožuose atitinkamai;
Radialinio greičio spektrografas (angl. Radial-Velocity Spectrograph, RVS), registruojantis visų šviesesnių nei 17 ryškio objektų spektrus.
CCD konstrukcija
Paveikslėlyje kairėje pavaizduota e2v kompanijos sukurtas dviejų CCD matricų GAIA misijai demonstracinis pavyzdys. Jį sudaro dvi CCD91-72 CCD matricos uždėtos ant silicio plokštės. Kiekviena CCD matrica turi 4500 x 1966 pikselių, kiekvieno vaizdo elemento (pikselio) plotas yra 10 x 30 µm². Testavimo struktūros yra matomos abiejose CCS matricų pusėse.
Susietųjų krūvių įtaisų (angl. Charge-Coupled-Device, CCD) detektoriai yra visos GAIA observatorijos pagrindas. Jų tobulinimas ir gamyba yra vienas iš pagrindinių iššūkių šiai misijai. GAIA CCD matricų konstrukcija buvo specialiai pritaikyta būtent šios misijos reikmėms. Lyginant su tuo pat metu pradedamomis mokslinėmis kosmoso misijomis, GAIA CCD matricų turės būti pagaminta negirdėtas skaičius. Norint įveikti šį iššūkį GAIA CCD buvo užsakyti kompanijoje e2v technologies, kuri yra pasaulio lyderis CCD gamyboje.
GAIA observatorija turi židinio plokštumos konstrukciją, kurios plotas yra artimas 0,4 kvadratinio metro. Šis plotas bus nusėtas 106 susietųjų krūvių įtaisais, kurių kiekvieno aktyvusis plotas yra 45 x 59 mm² atitinkantis 4500 TDI eilučių ir 1966 pikselių stulpelių. Visos CCD matricos bus naudojamas vėluojančiu integravimo metodu (TDI), kurio periodas yra 982,8 µs. Žvaigždžės pereis per CCD matricą per 4.4 sekundės. Visos CCD matricos bus individualiai supakuotos, kiekviena CCD matrica bus valdoma tik jai skirtu artimu elektronikos moduliu, kuris bus po ja ir sujungtas per temperatūrai nelaidų laidą.
Visos GAIA CCD matricos yra didelio ploto, jautrumo ir berėmiai įtaisai. Jos visos turi 4 fazių elektrodų struktūrą fotografavimo dalyje ir 2 fazių struktūrą nuskaitymo registravime, iš ko seka vienas, didelės spartos, dviejų stadijų mazgas. Tikimasi mažesnio nei 10 elektronų triukšmo lygio. CCD įtaisai bus naudojami -115° C temperatūroje, kuri buvo pasirinkta norint kuo daugiau sumažinti tamsinės srovės ir krūvio sulaikymo efektus.
GAIA stebės objektus iš didelio ryškių ruožo, todėl CCD matricos privalo sugebėti susitvarkyti su dideliu dinamišku signalų diapazonu. Norint stebėti visus objektus kiek galima trumpiau, CCD kvantinis našumas buvo optimizuotas, paliekant tinkamą moduliacijos funkcijos efektyvumą. Didelis skaičius ypatybių buvo apjungtas CCD konstrukcijoje norint sėkmingai stebėti ryškias žvaigždes. Į jį įeina didelė įsisotinimo riba (daugiau nei 190000 elektronų), vaizdo išplitimo mažinimas ir 12 TDI mazgų, kurie efektyviai mažina integracijos laiką ryškiems objektams. CCD taip pat gali kaupti krūvį, turi paslėptą papildomą kanalą ir krūvio injekcijos struktūrą.
CCD matricų pikselio dydis buvo pasirinktas norint teisingai parinkti astrometrinio instrumento taško sklaidos funkciją skanavimo ir jai statmenai kryptims. Tuo tarpu, kai pagrindinio lauko astrometrinės CCD matricų kvantinis našumas davė gerus rezultatus grupės centre, fotometrinės ir spektrometrinės CCD matricoms reikia poslinkio link raudonosios ar mėlynosios grupės. Tai yra dalinai pasiekiama pasirinkus tinkamą paviršiaus apdirbimo būdą bei atspindžius mažinančią dangą. Tačiau raudonai spalvai jautrios CCD matricos turi būti gaminamos storesnės ir iš didelės savitosios varžos silicio.
Fotometrinės sistemos
Iš pradžių buvo pasiūlyti du GAIA filtrai, tai plačiajuostis C1B ir vidutinių bangos ilgių filtras C1M. Punktyrinė linija nurodo CCD matricų kvantinį našumą. GAIA fotometrinių instrumentų konstrukcija vėliau buvo pakeista iš interferencinių filtrų į dispersines prizmes. Pakeitus konstrukciją fotometriniai duomenys daugiau nebėra apriboti baigtinio skaičiaus juostų, bet yra sudaryti iš mažos skyros spektro apimančio 330–1000 nm intervalą.
Egzistuoja daug antžeminiu pagrindu sukurtų fotometrinių sistemų, bet nei viena iš jų netenkina kosminės misijos, tokios kaip GAIA, reikalavimų. Optinio ir artimo infraraudonojo spektro dalys nepraeina atmosferos dėl ozono (O3) ir vandens (H2O) sugerties juostų ir dėl to yra pašalintos iš antžeminių sistemų, bet būtų stebimos su GAIA. Klasikinės fotometrinės sistemos visada būdavo kuriamos specialiam spektro intervalui ar stebimiems objektams, o GAIA turi visiškai apimti Hertzšprungo-Raselo diagramą, kvazarų ir galaktikų fotometriją, Saulės sistemos objektų klasifikavimą ir dar daugiau įvairių objektų. Reikėtų pridėti ir tai, jog GAIA suteikia galimybę žvaigždžių fotometriją išplėsti į dar neištirtas Galaktikos vietas, kur klasifikavimo schemos gali prarasti pagrįstumą dėl sisteminių cheminių elementų variacijų žvaigždžių atmosferose ir tarpžvaigždinėje medžiagoje.
Daug pastangų buvo įdėta išrenkant optimalią optinę fotometrinę sistemą GAIA misijai. Optimizuojant šios sistemos projektą, su fotometrija dirbanti grupė (angl. Photometry Working Gruop) apibrėžė mokslinių užduočių grupę – pavienės žvaigždės priklausančios Galaktikos halui ir storajam diskui, bei spiečiams – kurioms fotometrinė sistema turėtų būti optimizuota. Šios užduotys buvo pasirinktos tam, kad užtikrinti, jog moksliniai GAIA misijos tikslai, bus pasiekti. Pasirinkta fotometrinė sistema turi leisti dideliu tikslumu nustatyti astrofizikinius parametrus (tokius kaip šviesis, efektinė temperatūra, sunkio jėga paviršiuje ir žvaigždės cheminių elementų procentinė sudėtis, metalingumas) visoms žvaigždžėms užpildančioms mūsų galaktiką.
2004 m. gruodį, su fotometrija dirbanti grupė rekomendavo 2 fotometrinių sistemų pagrįstų interferenciniais filtrais įgyvendinimą, minėtą kaip C1B sistemą su 5 plačiom juostom apimančiom 380–1000 nm spektro ruožą ir C1M sistema su 14 vidutinio pločio juostų apimančių 300–1000 nm spektro ruožą (kaip pavaizduota fotometrinių sistemų paveikslėliuose). Ši rekomendacija buvo siūloma dėl to, kad observatoriją sudarys du teleskopai (Astro ir Spectro) su skirtingom erdvinėmis skyromis ir du fotometriniai instrumentai (BBP ir MBP) su skirtingais pagrindiniais tikslais, matymo laukais, instrumentų židinio plokštumose išdėstymais, stebėjimo laiku ir t. t.
GAIA rangovu pasirinkus EADS Astrium, mokslinės observatorijos konstrukcija buvo dar labiau optimizuota. Siūlomo GAIA fotometrinio instrumento pagrindas dabar yra dispersinė prizmė, kurioje žvaigždžių šviesa yra sufokusuota kaip taško sklaidos funkcijos atvaizdas ir stebima per interferencinį filtrą dispersija skanavimo kryptimi mažos skyros spektre. Šis spektras apima bangų ilgius nuo 330 iki 1000 nm. Ši siūloma sistema suteikia optimalų lankstumą ne tik dėl to, kad ji leidžia ne tik rekonstruoti, nustatant empiriškai, 19 C1B ir C1M pralaidumo juostų, bet ir pridėti naujų sutartinių juostų, į kurias įeina ir tarpinės numatytosioms.
Fotometrinis instrumentas
Pagrindinis fotometrinės sistemos tikslas yra išmatuoti energijos pasiskirstymą spektre visiems stebėtiems objektams. Šie matavimai yra labai svarbūs misijai dviem aspektais: jie padės pataisyti išmatuotus pagrindinius astrometrinius duomenis, kurie bus netikslūs dėl sisteminio chromatinio poslinkio ir nustatyti astrofizikines charakteristikas, tokias kaip efektinę temperatūrą, masę, amžių ir cheminę sudėtį visoms stebėtoms žvaigždėms.
GAIA fotometrinio instrumento pagrindas dabar yra dispersinė prizmė, kurioje žvaigždžių šviesa yra sufokusuota kaip taško sklaidos funkcijos atvaizdas ir stebima per interferencinį filtrą dispersija skanavimo kryptimi mažos skyros spektre.
Instrumentas susideda iš dviejų mažos skyros sulydytų kvarco (silicio dioksido) prizmių, kurios išsklaido visą šviesą, patenkančią į stebėjimo lauką. Viena prizmė vadinama BP – mėlynasis fotometras, kuris veikia 330–660 nm bangų ilgio ruože; kita – RP – raudonasis fotometras, kuris veikia 650–1000 nm bangų ilgio ruože. Abi prizmės turi tinkamus plačiajuosčius filtrus, kurie sugeria nereikalingą šviesą. Fotometrinis instrumentas yra integruotas su astrometriniu ir spektroskopiniu instrumentais, bei teleskopais; fotometrinės CCD matricos yra išdėstytos židinio plokštumoje. Dėl to šviesa ir objektai matomi dviem teleskopais dviem kryptimis yra perklojami ant fotometrinių CCD įtaisų. Prizmės yra tarp paskutinio teleskopo veidrodžio (M6) ir židinio plokštumos, arčiau pastarosios, ir yra fiziškai laikomos CCD įtaisų radiatoriaus (žr. paveikslėlį).
Dvi CCD juostos yra skirtos fotometrijai, viena BP ir kita RP. Abi juostos apima visą astrometrinį lauką skanavimo kryptimi. Kadangi BP ir RP naudojasi astrometrinio dangaus žymėjimo prietaisu aptikti ir patvirtinti objektams, tai objektai, kurie yra pasirinkti astrometriniams stebėjimams automatiškai būna stebimi ir BP ir RP. Visos BP ir RP CCD matricos yra naudojamos TDI būdu. Šios matricos turi 4500 (BP) arba 2900 (RP) TDI pikselių eilučių ir 1966 pikselių stulpelius, pikselių plotas yra 10 x 30 µm². Mažesnio atspindžio dangos, įtaisų storis ir kvantinis našumas yra atskirai optimizuoti BP ir RP.
Spektrinė skyra yra bangos ilgio funkcija, kuri priklauso nuo natūralios kvarco dispersijos kreivės; sklaida yra didesnė esant trumpiems bangų ilgiams ir kinta nuo 4 iki 32 nm per pikselį BP matricoms, ir nuo 7 iki 15 nm per pikselį RP įtaisams. Variacijos statmena skanavimui kryptimi neviršija ±9 % BP ir ±4 % RP įtaisams. BP ir RP prizmės pagamintos tokiu būdu, kad BP ir RP spektrai būtų panašaus dydžio (nustatyto 30 pikselių skanavimo kryptimi). BP ir RP spektrai bus laikomi statmenoms skanavimo krypčiai mikroschemose; jokių skanavimo krypties išlaikymų nenumatyta. Šviesioms žvaigždėms numatyti naudoti vieno pikselio dydžio langai kartu su TDI mazgais. RP ir BP galės pasiekti bent 750 000 objektų viename kvadratiniame laipsnyje tankį. Yra numatytas lango išplėtimas norint matuoti dangaus foną.
Radialinio greičio spektrometras
Radialinio greičiospektrometro (angl. radial-velocity spectrometer, RVS) optinio modulio ir CCD įtaisų schema pavaizduota paskutiniame paveikslėlyje. Pagrindinis radialinio greičio spektrometro tikslas yra spektro gavimas ryškiausioms 100–150 milijonų žvaigždžių, kurių regimasis ryškis mažesnis nei 17. Šie spektrai, išgauti per radialinio greičio informaciją, yra svarbūs kinematinėms ir dinaminėms Paukščių Tako evoliucijos studijoms.
RVS instrumentas yra artimo infraraudonojo (847–874 nm), vidutinės skyros (R = λ/∆λ ~ 11500), integruojamo lauko spektrografas sklaidantis visą šviesą patenkančią į matymo lauką. RVS instrumentas yra integruotas su astrometriniu ir spektroskopiniu instrumentais, bei teleskopais; RVS CCD įtaisai yra židinio plokštumoje. RVS taip pat naudojasi dangaus žymėjimo instrumentu aptikti ir patvirtinti objektams. Objektai bus pasirinkti RVS stebėjimams truputį anksčiau nei raudonuoju fotometru. Šviesa ateinanti iš objektų dviem stebėjimo kryptimis surinkta dviem teleskopais yra perklojama ant RVS CCD matricų.
Objektų spektrinė dispersija stebėjimo lauke yra įgyvendinta optinės sekcijos esančios tarp paskutinio teleskopo veidrodžio M6 ir židinio plokštumos. Ši sekcija turi difrakcinę gardelę ir keturis dioptrinius, sferinius, pagamintus iš kvarco lęšius, kurie ištaiso pagrindines teleskopo optinės ašies aberacijas. RVS turi didinimo sekciją, tai duoda 35 metrų efektyvųjį židinio nuotolį šiam instrumentui. Spektrinė dispersija yra orientuota skanavimo kryptimi. Pralaidumo filtras riboja RVS pasiekiančias spektro juostas, atskirdamas tik reikiamas bangų ilgių grupes. Bendras teleskopo (6 sidabrinių veidrodžių atspindžiai), difrakcinės gardelės, keturių dioptrinių elementų ir bangos ilgio filtro pralaidumas yra apie 45 % centrinėje šio spektrofrafo bangų ilgių dalyje (čia neįskaičuotas CCDkvantinis našumas).
GAIA židinio plokštumos RVS dalis susideda iš 3 juostų ir 4 eilių CCD matricų. RVS CCD matricų eilės yra išrikiuotos kartu su astrometrinėmis ir fotometrinėmis CCD įtaisų eilėmis; dėl ko astrometriniai, fotometriniai ir spektrometriniai duomenys bus gauti beveik vienu metu, o tai bus galima panaudoti daugumai analizių. Visos RVS CCD matricos yra naudojamos TDI būdu, turi po 4500 eilučių ir 1966 pikselių stulpelių, kur pikselio plotas yra 10 x 30 µm². Taip pat RVS CCD jautrumas padidintas raudonosios spalvos bangų ilgių pusėje. Esamas CCD tipas yra klasikinis, bet pasižymi aukšta varža, žemu šviesos lygiu CCD matricomis, kurių privalumai yra žemas nuskaitomas triukšmo lygis ir padidintas jautrumas, galintis fiksuoti vienu ryškiu silpnesnę žvaigždę.
Visų CCD matricų spektrai yra numatyti persiųsti į Žemę prieš tai neatliekant jokio apdorojimo. Šviesioms žvaigždėms numatyti naudoti vieno pikselio dydžio langai kartu su TDI mazgais. RVS darbo metodas su dideliu tankiu žvaigždžių dar nėra apibrėžtas, reikia atsižvelgti į prieinamų langų skaičiaus balansą, CCD nuskaitymo triukšmą ir spektrų persiklojimą. Kol kas yra numatyta, kad RVS galės pasiekti 30000 objektų viename kvadratiniame laipsnyje tankį.
Paleidimas ir derinimo darbai
GAIA buvo sėkmingai paleista 2013 gruodžio 19 dieną 09:12 UTC. Po trijų savaičių, 2014 sausio 8 dieną observatorija pasiekė numatytą orbitą apie antrąjį Saulės – Žemės sistemos Lagranžo tašką. Iki 2014 metų gegužės mėnesio vykdomi testavimo ir kalibravimo darbai. Teleskopai surinkti Žemėje liko puikiai sufokusuoti. Orbitoje antrinį veidrodį tereikėjo perstumti per tris mikrometrus, norint gauti optimalius vaizdus. Tiek rubidžio atominiai laikrodžiai, tiek orientavimo sistema veikia puikiai.
Tiesa, iškilo keletas nenumatytų sunkumų. Norint tiksliai matuoti, reikia gerai žinoti orbitinės observatorijos padėtį. Atstumas iki observatorijos išmatuojamas iš radijo signalų sklidimo laiko. Tačiau jos padėtis dangaus plokštumoje gali būti nustatyta tik stebint teleskopais iš Žemės. Pasirodė, kad GAIA danguje yra blyškesnė, nei tikėtasi – kaip 21 ryškio objektas, o ne 18. Taigi vietoje planuotų stebėjimų 1 metro skersmens, teks GAIA padėtį sekti 2-2,6 metrų teleskopais.
Observatoriją iškėlus į orbitą buvo pastebėtas atspindžio nuo teleskopų veidrodžių sumažėjimas. To ir buvo tikimasi dėl vandens garų patekimo starto metu ir vėlesnio veidrodžių apledėjimo. Veidrodžiai todėl prieš stebėjimų pradžią šildomi ir ledas turėjo išgaruoti. Tačiau aptiktas kitas nelauktas efektas – pašalinė šviesa, patenkanti į registravimo traktą. Kol kas manoma, kad ji atsiranda dėl atspindžių nuo kitų apledėjusių paviršių, kuriuos nebuvo planuojama pašildyti. Visgi specialistai teigia, kad net jei ledas pilnai nepasišalins, esminio ribinio ryškio pablogėjimo neturėtų būti.
Testavimo ir derinimo darbai buvo sėkmingai užbaigti 2014 liepos 18 dieną.
Stebėjimai ir pirmieji rezultatai
Liepos 25 dieną prasidėjo 28 dienas trukęs ekliptikos polių skanavimas. Po to GAIA observatorija pradėjo viso likusio dangaus skanavimą.
2014 m. rugsėjo 12 dieną GAIA padarė pirmąjį savo atradimą – galaktikoje SDSS J132102.26+453223.8, nutolusioje nuo mūsų apie 500 milijonų šviesmečių, užregistravo Ia tipo supernovos žybtelėjimą.[2]
2016 m. rugsėjo 13 dieną išleista pirmoji GAIA duomenų katalogo versija (Gaia DR1)[3]. Jame yra 14 mėnesių trukmės stebėjimų, 1 142 679 769 objektų ICRS padėtys ir G ryškiai. 2 057 050 žvaigždžių pateikti dar ir paralaksai bei savieji judėjimai (palyginus, Hipparcos teturėjo paralaksus tik 93 635 žvaigždžių).
2018 balandžio 25 dieną išleista antroji GAIA duomenų katalogo versija (GAIA DR2)[4]. Jame pateikiami 22 mėnesių stebėjimo duomenys: 1 692 919 135 žvaigždžių padėtys ir fotometriniai G ryškiai, 1 331 909 727 žvaigždžių paralaksai, savieji judėjimai, 7 224 631 objektų radialiniai greičiai.
Stebėjimo duomenų katalogai
Planuojami keturi duomenų pateikimo etapai (misijos pradžioje jų buvo net penki)[5]:
Orbitiniai sprendiniai su sistemų radialiniais greičiais ir penkių parametrų sprendiniais dvinarėms žvaigždėms, turinčioms periodus tarp 2 ir 30 mėnesių.
Objektų klasifikacija ir astrofizikiniai parametrai kartu su BP/RP ir RVS spektrais.
Visi iš Žemės atlikti stebėjimai siekiant kuo geriau interpretuoti misijos duomenis.
Nominali misijos pabaiga yra 2019 metai, tačiau Gaia orientacijos mikrovarikliams kuro turėtų užtekti net iki 2024 metų. Todėl yra pasiūlymas pratęsti misiją dar 5 metams. Jei jis bus priimtas, turėtų būti dar vienas ar keli papildomi duomenų katalogai pateikti mokslininkų visuomenei.
