19. prosince 2013, ráno v 10:12 středoevropského času, z jihoamerického kosmodromu v Kourou odstartovala raketa Sojuz s velmi vzácným a dlouho očekávaným nákladem – evropskou astrometrickou družicí Gaia. Hlavním úkolem Gaie bude trojrozměrné zmapování velké části naší Galaxie s dosud nevídanou přesností. Během pěti let by měla proměřit polohy asi jedné miliardy hvězd s jasností do 20 magnitudy a miliónů dalších objektů, od blízkozemních planetek až po kvasary vzdálené miliardy světelných let. Misi schválila Evropská kosmická agentura (ESA) už před třinácti lety v roce 2000. Původní návrh pochází ale už z roku 1993 a od té doby se také rozeběhly první přípravy na tuto misi. Gaia bude vyslána do Langrangeova bodu L2, odkud bude aspoň pět let posílat vědecká data.

Zpracování dat se uskuteční na zemi a bude je mít na starost mezinárodní konsorcium DPAC (The Data Processing and Analysis Consortium) tvořené zástupci z celkem 23 států + organizace ESA (seznam členů) . Pro nás je významné, že mezi členy je i Astronomický ústav Akademie věd České republiky , který se podílí na misi například datovým uložištěm v Ondřejově (Gaia Ondřejov Centre GOC, kapacita až 1 PB). Toto uložiště slouží jako sekundární databáze pro data z mise.

Celkové náklady na misi, až do konce plánované činnosti (do 2018/19), se mají vyšplhat na 740 miliónů Euro (~20 miliard korun), přičemž družice sama vyšla na 450 miliónů Euro. V této částce nejsou zahrnuty dodatečné náklady na zpracování dat v rámci konsorcia DPAC, které činí dalších asi 200 miliónů. Náklady na finální verzi Gaia narostly o 16% oproti plánu, což je u tak složité mise docela malé číslo.

Malý úvod do astrometrie

Astrometrie, neboli poziční astronomie, je velmi starým odvětvím astronomie, zabývajícím se určováním polohy nebeských těles na nebeské sféře. Poloha je většinou v astrometrii vyjádřena pomocí dvojice sférických souřadnic. Protože se polohy všech těles ve vesmíru mění, studuje astrometrie i pohyb těles. Jak polohy, tak pohyby musí být vztaženy k nějakém vztažnému systému, dnes je to například systém ICRF2, založený na měření poloh vzdálených rádiových galaxií, který je udán s přesností na pár desítek   úhlových mikrovteřin (jedna vteřina odpovídá úhlu 1/3600 stupně).

Taková přesnost je dosahována dnes, ale v minulosti byla situace dosti odlišná. Možná první systematická měření poloh (a také jasností) hvězd provedl už ve 2. století před naším letopočtem řecký učenec Hipparchos. Zaznamenal polohy asi tisícovky hvězd s přesností jednoho stupně. Podobnou přesnost měl i další významný katalog (994 hvězd), který vytvořil mongolský učenec Ulug Beg někdy v první půli 15. století.

Nejpřesnější katalog před vynálezem dalekohledu má na svědomí slavný Tycho Brahe, který pro tisícovku hvězd změřil polohu s přesností v jednotkách úhlových minut. S příchodem dalekohledu si mohli astronomové troufnout na ještě přesnější měření. Měření s přesností 10 až 20 vteřin například dosáhl na slavné Greenwichské hvězdárně John Flamsteed pro 2935 hvězd. Jeho katalog byl vydán posmrtně v roce 1725.

Jak se zlepšovala přesnost měření, začali se astronomové poohlížet po možnosti změřit přímo vzdálenost hvězd (do té doby ji pouze odhadovali a většinou špatně). Způsob jakým je možné takovou vzdálenost změřit byl znám již dlouho. Stačí změřit paralaxu hvězdy (viz obr. 2). Paralaxa je (zjednodušeně) rovna polovině úhlu mezi pozorovanou polohou hvězdy na obloze v jeden okamžik a o půl roku později, přičemž tyto pozice jsou měřeny vůči vzdáleným hvězdám, u nichž se efekt paralaxy neprojeví při dané přesnosti měření. Situace je samozřejmě v praxi komplikovanější, protože hvězdy mění polohu nejen kvůli paralaxe, ale i kvůli vlastními pohybu. Pohybuje se i celá Sluneční soustava. Také je třeba polohy hvězd měřit v okamžiku jejich největší výchylek a je tedy nutností vhodně zvolit okamžiky měření. Vzdálenost hvězdy je pak jednoduše převrácená hodnota paralaxy v úhlových vteřinách. Výsledek je v jednotce parsek, při převodu na světelné roky je třeba jej vynásobit faktorem 3,262.

Paralaxu se pokusil změřit už Tycho Brahe, ale neúspěšně. Pak následovala staletí neúspěchů, které se táhly s astronomy až do 19. století. Konečně díky značnému úsilí vytrvalých mužů vědy, se první úspěšná měření paralaxy hvězd povedla a nezávisle na sobě hned dvojici astronomů. Wilhelm Struve změřil paralaxu Vegy (1837) a Friedrich Bessel změřil 61 Cygni (1838). Předchozím neúspěchům se nelze příliš divit, protože přesnost měření musela překonat magickou jednu vteřinu, aby bylo vůbec možné paralaxu změřit a to stále  jen u pár nejbližších hvězd.   Měřit paralaxy bylo totiž velmi zdlouhavé a náročné. Koncem 19. století tak byly známy velmi nepřesně vzdálenosti jen asi šesti desítek hvězd.

S příchodem fotografie se práce usnadnila, ale přesto i během 20. století vznikající astrometrické katalogy obsahovaly „jen“ pár desítek až stovek tisíc hvězd s polohami určenými s přesností okolo jedné vteřiny. S paralaxami to bylo mnohem složitější, takže vzdálenosti byly určeny jen pro méně než 10 000 hvězd a přesnosti se dostaly až na hranici deseti milivteřin.

Převrat v oblasti přesného měření poloh hvězd a tedy i paralax/vzdáleností, umožnily nové přístroje na zemi (zejména interferometry) a hlavně evropská kosmická mise Hipparcos , která odstartovala do kosmu v roce 1989.

Hipparcos byla jedna z prvních skutečně významných misí organizace ESA. Znamenala přelom v mnoha oblastech astronomie, všude tam, kde je potřeba znát přesně polohy, paralaxy a pohyby hvězd. Přenesení astrometrických měření do kosmického prostoru vyřešilo jeden z palčivých problémů, se kterým astronomové na zemi neustále bojují. Na zemi totiž pozorování ruší atmosféra, která kromě útlumu jasu hvězdy, způsobuje také neustálé mihotání jejího obrazu. To v podstatě znemožňuje dosáhnout u klasických pozemních dalekohledů lepší přesnosti než je asi jedna setina vteřiny.

Astrometrická družice Hipparcos měla ale ještě jeden trumf v kapse. Sledovala totiž hvězdy v jeden okamžik ve dvou různých oblastech nebeské sféry, vzdálených od sebe o velmi přesně nastavený tzv. základní úhel, který měl velikost 58°. Díky tomu bylo možné provázat vzájemná měření poloh hvězd po celé obloze s přesností v podstatě stejnou, s jakou bylo možné měřit polohy jednotlivých hvězd. Také je možné přímo měřit tzv. absolutní paralaxu každé hvězdy.

V případě Hipparca přesnost měření polohy dosáhla u 118 218 hvězd zpravidla jedné milivteřiny. Další milión hvězd byl proměřen méně přesněji. Z přesně změřených hvězd poté astronomové sestavili známý katalog Hipparcos a z těch hůře změřených katalog Tycho a poté Tycho 2 (2,5 miliónů hvězd).

Přestože Hipparcos znamenal převrat v astrometrii, měl i své nevýhody. Tak zaprvé pozoroval předem určené hvězdy, jen ty které mu zadali astronomové na zemi a také mohl pozorovat jen jasnější hvězdy asi do 11 magnitudy. Technologický pokrok umožnil vědcům snít o podstatně výkonnější astrometrické družici, ale sny se jen často plní snadno.

Zrození Gaiy

Počátky projektu mají úzkou spojitost s předchozí astrometrickou družicí ESA Hipparcos, sovětskými/ruskými návrhy z konce 80. let a dostupností nových detektorů světla (CCD). Jeden z významných členů týmu Hipparca, Eric Høg, pod dojmem návštěvy konferencí, které se tehdy konaly v Rusku a kde se řešily především návrhy nových ruských astrometrických družic a případná spolupráce s evropskými vědci, navrhl v roce 1992 středně velkou misi Roemer, která by navázala na měření Hipparca. Roemer měl proměřit polohy a paralaxy zhruba 400 miliónů hvězd s přesností lepší než jedna milivteřina. Toho mělo být dosaženo pomocí dvojitého teleskopu, podobně jako u Hipparca a skenováním oblohy prostřednictvím matice čipů CCD (to byla novinka). Tento návrh vzbudil velkou pozornost ve vědeckém týmu Hipparca a byl proto o rok později navržen jako další střední mise ESA. Přes pozitivní hodnocení mise nakonec nebyla schválena, ale bylo doporučeno, aby vědci přišli s přesnější verzí.

12. října 1993 podala skupina vedená Lenardem Lindegrenem a Michaelem Perrymanem návrh na astrometrickou družici GAIA, což byla zkratka názvu Global Astrometric Interferometry for Astrophysics, v rámci programu velkých evropských misí Cornerstone programu Horizon 2000+. Oproti původnímu návrhu mise Roemer byla nová astrometrická družice koncipována jako interferometr. Kvůli nižší citlivosti sice počet pozorovatelných hvězd klesl zhruba na 50 miliónů, ale mělo být dosaženo přesnosti až 20 mikrovteřin, což by byl asi 50× lepší výsledek než u předchozí mise Hipparcos. V roce 1996 byla GAIA vybrána spolu se dvěma dalšími kandidáty do finálního kola výběru. Následovala fáze během které měl být vybrán výrobce, který přišel s nejrozumnějším technickým řešením mise.

V červenci 1997 byla vybrána společnost Matra-Marconi Space (dnes člen EADS Astrium). Její inženýři zavrhli interferometrické řešení a přišli s jednodušším řešením dvou teleskopů pro astrometrická měření, které by soustředily světlo na dvojici matic čipů CCD. To znamenalo návrat k původnímu řešení navrhovaném už u mise Roemer. Překvapivě zde jednodušší znamenalo také výkonnější. Nyní už se množství měřených hvězd vyšplhalo na fantastickou jednu miliardu a přesnost u jasnějších hvězd měla být až čtyři mikrovteřiny. V roce 1998 pak byla interferometrická varianta kompletně zavržena a nový design GAIE počítal s dvojitým teleskopem pro astrometrická měření (dvě primární vstupní zrcadla, ale jediná ohnisková rovina) i s dalším teleskopem určeným jen pro fotometrii a měření radiálních rychlostí. Start byl plánován na rok 2009. Konečně v říjnu 2000 byla tato verze schválena ESA jako další velká mise s tím, že by se start měl uskutečnit nejpozději v roce 2012.

Bohužel nejsou všechny dny jen jasné a i GAIA zažila svou krizi. Doposud každý další návrh znamenal vylepšení klíčových schopností, ať už se jedná o počet měřených hvězd či přesnost. ESA se ale po roce 2000 rozhodla, že pro start družice neuvolní velkou (a drahou) raketu Ariane 5, ale že zaplatí jen levnější a menší Sojuz.   Snaha vměstnat GAIU do menšího Sojuzu vedla ke zmenšení a zjednodušení celého přístrojového úseku. Astrometrický teleskop   byl zmenšen a rozměr primárních zrcadel se zmenšil z 1,7×0,7 m² na 1,45×0,5  m². Samostatný fotometrický teleskop byl zcela vypuštěn a jeho práci nyní měl zastat hlavní dvojitý teleskop prostřednictvím dodatečných čipů CCD v ohniskové rovině.

Zmenšení se samozřejmě dotklo i plánovaných schopností mise. Aby i s menším a tedy méně citlivým teleskopem mohla být pořízena data pro jednu miliardu hvězd, byla snížena rychlost skenování oblohy na polovinu. Nyní se počítalo, že družice oskenuje 360-ti stupňový pás oblohy každých šest hodin oproti původním třem hodinám. Za pět let se tak počet detekcí měl snížit z plánovaného průměru 130 pro hvězdu/těleso na 70 (více viz kapitola „Jak funguje Gaia“). Úměrně tomu klesla přesnost určení polohy u jasných hvězd asi o polovinu.
Po této dietě pak přišla ještě jedna technická změna a to snížení počtu CCD z původního počtu 170 na konečných 106, což spolu se změnou ohniskové vzdálenosti astrometrického teleskopu vedlo ke snížení rozlišení snímaného obrazu asi o jednu třetinu.

Nakonec kolem roku 2004 došlo k formálnímu přejmenování GAIE na Gaiu a nic už nestálo v cestě výrobě, testování a finální kompletaci Gaiy. Přesto se i tato fáze nevyhnula obtížím a proto bylo datum startu několikrát odloženo postupně z roku 2011 na rok 2012 a posléze na 2013. K drobnému odkladu došlo i nedávno, když původní datum startu, 20. listopadu, bylo nakonec změněno na 19. prosinec.

Plánovaný průběh mise

Gaia odstartovala pomocí ruské rakety Sojuz (typ STB) z kosmodromu Kourou ve Francouzské Guyaně 19. prosince 2013. Asi deset minut po startu se zažehly motory posledního stupně Fregat-MT a družici byla úspěšně vyslána na přechodovou dráhu ke konečné destinaci – Langrangeovu bodu L2. Během prvního dne po startu operátoři postupně zapínali jednotlivé systémy družice (detailní popis zde) a kontrolovali funkci životně důležitých systémů sondy. Dalších asi třicet dnů by měla družice letět k bodu L2, okolo kterého by měla obíhat. Přechod na finální dráhu okolo bodu L2 obstarají palubní raketové motorky. Bod L2, který leží na spojnici Země-Slunce ve vzdálenosti 1,5 miliónů kilometrů od Země směrem od Slunce, byl zvolen, protože nabízí stabilnější prostředí než oběžná dráha okolo Země.

Čtyři měsíce zabere plné zprovoznění a kalibrace palubních přístrojů a teprve poté začnou naplno vědecká měření. Ta by měla trvat aspoň pět let. Podle stavu družice by mohla přijít i prodloužená mise, která by dále pomohla zpřesnit všechna měření. Problémem je, že se po pěti až šesti letech Gaia nebezpečně přiblíží místu, které stíní Země. Přístroje Gaie jsou natolik citlivé, že i krátké zastínění pro ně může být smrtící. Hodně tedy bude záležet na tom, jestli Gaia bude schopná v té době aktivně změnit svou dráhu. Důležitou součástí mise je i zpracování dat, kterých by na zemi mělo být během pěti let posláno asi 100 TB.

Tuto část práce bude mít na starost již zmíněné konsorcium DPAC. Plán je zatím takový, že první skromnější katalog z dat Gaie bude zveřejněn už 22 měsíců po startu (koncem roku 2015). Poté se dočkáme dalších tří postupně doplňovaných katalogů. Konečným výsledkem zpracování dat by měl být masivní katalog astronomických objektů, který snad bude k dispozici tři roky po skončení mise, tedy asi v roce 2021 nebo 2022. Je ovšem otázkou jak s tímto plánem (který je k dispozici k nahlédnutí zde) zamává případná prodloužená mise (a tedy i více dat ke zpracování).

Výjimkou z výše uvedeného budou případy, kdy Gaia zjistí něco nového na obloze a bude potřeba o tom neodkladně informovat ostatní vědce a observatoře. V tom případě vyhlásí tým zpracovávající data tzv. vědecký poplach (science alert). To se může týkat třeba objevů nových supernov, komet apod.

Technické řešení družice

Design a výrobu Gaiy měla na starosti evropská společnost Astrium, jednotlivé komponenty pochází ale od 50 společností z 15-ti zemí Evropy.

Základní schéma Gaiy je patrné z obr.7. Těleso družice se skládá z přístrojového, mechanického a elektrického servisního modulu. Celková hmotnost družice je 2030 kg, z toho 710 kg tvoří přístroje, 920 kg servisní moduly a 400 kg zbývá na zásoby paliva. Gaia je přibližně 3,5 metru vysoká a přes 10 metrů široká (s rozloženým slunečním štítem).

Mechanický servisní modul

Mechanický servisní modul  obsahuje pohonný systém, sluneční štít a prostředky pro tepelnou regulaci. Základ jeho konstrukce je z pokročilého  uhlíkového kompozitu.

Pohonný systém Gaiy obsahuje hned dva nezávislé typy raketových motorů.
Větší úpravy dráhy umožňuje 12 trysek s tahem po 10 Newtonech a specifickým impulsem 291 s. Spalují dvousložkové palivo (oxid dusičitý + monometylhydrazin). Obdobný raketový pohon je na družicích obvyklý.

Gaia disponuje ovšem také speciálními motorky pro velmi jemné korekce polohy a rychlosti rotace. Dvanáct trysek na stlačený dusík má tah pouze 1 až 500 mikronewtonů. Jeden mikronewton přitom odpovídá zhruba síle, kterou by na člověka působilo závažíčko o hmotnosti pouze desetina miligramu.

Přísné požadavky na tepelnou stabilitu celého přístrojového úseku vedly k použití velkého (10 metrů) rozložitelného slunečního štítu (DSA). Zde nebo zde (youtube) se můžete podívat na záběry ze zkoušek celé operace rozkládání štítu.
Součástí mechanického servisního modulu je také tepelný kryt (Thermal Tent) přístrojového úseku, který také chrání před radiací a mikrometeory.

Elektrický servisní modul

Elektrický servisní modul obsahuje palubní počítač, systém zpracování dat, baterie, navigační, komunikační a elektrický systém.
Zdrojem elektrické energie jsou GaAs fotovoltaické články typu GaAs o ploše 12,8 m², přičemž část je napevno přidělána ke spodní části družice a menší část se vyklápí společně se slunečním štítem. Ke konci mise by měly články stále dodávat ~1,9 kW elektrické energie. Součástí elektrického systému je také 60Ah baterie typu Li-Ion, která slouží jako zdroj elektrické energie během startu a během počátečních fází mise.

Aby byla Gaia co nejméně vystavena vibracím, neobsahuje navigační systém klasické mechanické gyroskopy, ale trojici gyroskopů s optickými vlákny (typ FOG) bez pohyblivých částí. Navigační systém doplňují klasické optické sledovače a sluneční senzory. Systém pro zpracování dat disponuje celkem 960GB úložného prostoru na 240-ti! modulech SDRAM. Data jsou přenášena pomocí fázované antény rychlostí až 10 Mbit/s v pásmu X. Pro přenos nevědeckých dat a komunikaci se sondou slouží anténa s nízkým ziskem a rychlostmi pár kbit/s.

Přístrojový modul
Přístrojový modul (PLM – Payload Module) je umístěn v horní části družice pod tepelným krytem, který pomáhá udržovat jeho teplotu na konstantní hodnotě 170 K (asi -115°C).
Samotný modul je tvořen jen dvojitým teleskopem speciální konstrukce (viz obr.7,8,9) a jeho podpůrnou strukturou.

Podpůrná struktura, která drží všechna zrcadla a matici čipů CCD ve správné poloze, je vyrobena ze spékaného karbidu křemíku (výrobce Boostec). Tento materiál byl zvolen pro jeho minimální tepelnou roztažnost a pevnost při minimální hmotnosti. Vyrobit z něj větší části je ale velmi technicky náročné. Společnost Boostec například tvrdí, že jsou jediní, kteří prokazatelně dokáží vyrobit z tohoto materiálu monolitické kusy o velikosti přes jeden metr. Přitom u Gaiy jsou takové kusy hned tři. Podpůrná struktura pro primární zrcadla (2×) a  pro matici detektorů (1×).

Dvojitý teleskop je kvůli minimalizaci optických vad vybavený jen odraznými plochami (zrcadly). Celková ohnisková vzdálenost je 35 metrů. Světlo ze vzdáleného zdroje nejdříve dopadá na jedno z dvojice primárních zrcadel, každé zhruba obdélníkového tvaru s rozměry 1,45×0,5 m ². Zrcadla jsou namířena na dvě části oblohy vzdálené od sebe 106,5° (základní úhel). Tento úhel musí být udržován konstantní s vysokou přesností. To je možné díky vysoce pevné a odolné konstrukci podpůrné struktury a přesnost je neustále sledována zařízením nazvaným BAM (Basic Angle Monitor), které využívá vysoce přesného měření pomocí laserového interferometru (přesnost určení základního úhlu je lepší než půl mikrovteřiny).

Po primárních zrcadlech světlo putuje na další trojici zrcadel, která je také ještě zdvojená. Poslední z nich už ale kombinuje světlo do jediného svazku. Konečně po odrazu od dalších dvou zrcadel dopadá světlo na matici 106-ti čipů CCD od společnosti e2V (viz obr. 11). Kvůli snadnější výrobě jsou všechny čipy unifikované se shodnými rozměry (4500×1966 pixelů). Čipy jsou vybaveny speciální ochranou proti účinkům dlouhodobé radiace.

Jak funguje Gaia

Gaia začne systematicky mapovat oblohu asi čtyři měsíce po svém usazení na orbitě okolo bodu L2 a funguje v podstatě jako složitý, multifunkční skener nebeské sféry.   Na obrázku 10 je znázorněn způsob jakým bude toto mapování probíhat.

Družice se bude otáčet kolem osy, která vede kolmo k rovině, v níž leží směry, do kterých jsou namířena zrcadla dvojitého teleskopu přístrojového modulu. K této ose je kolmá i rovina slunečního štítu. Obě zorná pole jsou od sebe odchýlená o tzv. základní úhel 106,5°. Směr rotační osy svírá s průvodičem Slunce stálý úhel 45°. Jedna otočka o 360° bude trvat 6 hodin.
Díky precesi vykonává rotační osa stáčivý pohyb, při kterém opisuje kružnici okolo Slunce s periodou 63 dnů.

Obě zorná pole teleskopu jsou nastavena tak, aby během jediného precesního stočení rotační osy o 360° došlo k zmapování prakticky celé oblohy. Z obrázku 10 se sice může zdát, že Gaia nepokryje hvězdnou oblohu okolo Slunce, ale není tomu tak. Ve skutečnosti totiž Gaia (spolu se Zemí) ještě obíhá kolem Slunce a oblast oblohy přístupná přístrojům se neustále posouvá.
Protože na družici působí rušivé síly, je výše popsaný pohyb Gaie jednou za čas jemně opraven pomocí trysek na stačených plyn.

Světlo ze vzdálených zdrojů, ať už jsou to hvězdy, planetky nebo třeba kvasary, dopadá na jedno ze dvou vstupních primárních zrcadel, které sledují místa na obloze vzdálená od sebe o základní úhel 106,5°. Po odrazech na další trojici zrcadel je světlo z obou vstupních zrcadel spojeno v jeden svazek. Následují ještě dva odrazy a světlo konečně dorazí do ohniskové roviny pokryté celkem 106-ti čipy CCD (obr. 11). Čtyři z těchto čipů nejsou určeny přímo ke sběru vědeckých dat, ale ke kontrole nastavení optiky. Dva čipy slouží v rámci systému BAM ke kontrole přesnosti nastavení základního úhlu pomocí palubního laserového interferometru. Další dvojice, Wave Front Sensor, sleduje ve dvou vzdálených místech kvalitu obrazu.
Jak Gaia rotuje, obrazy objektů oblohy putují po čipech CCD. Na obrázku 11 je to zleva doprava. Všechny čipy určené ke sběru vědeckých dat fungují v módu TDI (Time delay and integration), což jim umožňuje zaznamenávat světlo z každého objektu po celou dobu jeho předchodu přes čip, což je asi 4,42s. To je jedna z klíčových vlastností, která umožňuje kombinovat vysokou citlivost a schopnost rychle a efektivně mapovat oblohu.

Jako první detekují obraz dvě řady po sedmi čipech CCD, označované jako „mapovače oblohy“ (Sky Mappers). První mapovač snímá jen svělo z prvního zorného pole a druhý jen z druhého zorného pole. Tyto mapovače slouží k prvotnímu „ohmatání“ oblohy. Palubní počítač zaznamená všechna (obrazová) data a speciální program určí základní informace o zjištěných objektech (jasnost, polohu, je plošný nebo bodový). Program také vyřadí ze sledování objekty příliš jasné, které by na následujích čipech byly vždy přeexponované.
Po mapovačích se světlo z objektů dostane na čipy astrometrického pole (Astrometric Field), kde už jsou detekovány hvězdy z obou zorných polí dohromady. Celkem devět řad (AF1 až 9) obsahuje 62 čipů CCD.

Speciální roli zde hraje první řada (AF1). Počítač Gaie zjistí pomocí předchozích řad mapovačů přesný čas a polohu, kdy a kde by se měly na čipech řady AF1 objevit všechny zatím registrované objekty a pro zmenšení datového toku, který musí počítač zpracovat, je každému z těchto objektů také přiřazeno malé okénko okolo něj a jen to je nadále sledováno (obr.12). Navíc je toto okénko snímáno na následujících čipech jen tak dlouho, aby obraz centrálního objektu nebyl pokud možno přeexponovaný (to by snížilo přesnost určení polohy). To je umožněno soustavou tzv. bran čipů CCD. Použitím určité brány je vždy stanoveno, kolik pixelů čipu v řadě za sebou bude použito při exponování v rámci módu TDI. Čím více pixelů, tím vyšší citlivost. U slabých objektů je použita brána se všemi 4500 pixely čipu, u jasných je použito jen pár pixelů.

Pokud je objekt na čipech AF1 zaznamenán v předpovězeném místě a čase, je zřejmě skutečný a bude sledován i v dalších řadách čipů CCD (AF2 až AF9). Pokud není zaznamenán, zřejmě šlo o nějakou chybu, pravděpodobně způsobenou slunečním nebo kosmickým zářením a počítač objekt ignoruje. Světlo ze sledovaných objektů postupně projde po čipech astrometrického pole a pro každý je určen přesný čas detekce pomocí atomových hodin. Čas dokážeme měřit velice přesně a ze známé polohy družice, jejího pohybu (rotace) a informace o čase, kdy byl objekt zaznamenán Gaiou je možné přesně určit jeho polohu na nebeské sféře. Tato přesnost je dále zvýšena tím, že je objekt hned několikrát (9×) zaznamenán během průchodu zorným polem a tím, že během minimálně pětileté mise si Gaia prohlédne každý jasnější objekt vícekrát. U hvězd a kvasarů je to průměrně asi 72× (rozsah 40 až 240×). Díky velkému počtu jednotlivých měření během několika let bude také možné odvodit paralaxy (vzdálenosti) a pohyby hvězd.

Po astrometrickém poli následují dvě řady fotometrů, modrý a červený (Blue Photometer – BP, Red Photometer – RP), každý po sedmi čipech. Oba fotometry pořizují pro všechny sledované objekty spektra s nízkým rozlišením. Modrý fotometr registruje světlo jen v intervalu vlnových délek 330 – 680 nm a červený v intervalu 640 – 1050 nm. Fotometry jsou klíčovou součástí k základní klasifikaci typu většiny zaznamenaných objektů (různé typy kosmických objektů mají odlišná spektra) a určení jejich jasností.

Část světla pak putuje ještě na dvanáct čipů přístroje RVS (Radial Velocity Spectrometer), spektrometru pro určení radiálních rychlostí (rychlostí, kterou se objekt přibližuje nebo vzdaluje od pozorovatele). RVS funguje jen v úzkém rozsahu infračervených vlnových délek 847 – 871 nm a pořizuje spektra s vysokým rozlišením. Citlivost Gaie limituje použití RVS jen na objekty jasnější než ~16-17 magnituda. Navíc čipy RVS pokrývají jen část zorného pole, takže během pětileté mise tento přístroj pořídí data pro každý jasnější zdroj průměrně jen asi 40×.

Poslední práce, kterou musí odvést samotná družice před odvysíláním dat na Zemi, je zpracování a komprese pořízených dat. Kdybychom chtěli dostat na Zemi všechna data z Gaie, museli bychom se připravit na nepřerušený tok asi 3 Gigabitů dat každou sekundu. Touto rychlostí se dá zaplnit pětice disků DVD každou minutu. Taková přenosová rychlost je z oblasti vzdálené 1,5 miliónů kilometrů zatím těžko dosažitelná. Ve skutečnosti by to bylo zřejmě moc i na samotný palubní počítač. Jak tuto situaci odborníci vyřešili?

Už u popisu funkce mapovačů a astrometrického pole jsme se seznámili s informací, že každému zjištěnému objektu (hvězdě) je přiřazeno malé okénko a jen z něj jsou nahrávána data (viz obr.12). Tím se výrazně sníží množství dat, se kterými musí počítač pracovat.
Když se nad tím zamyslíte, je to logické řešení. Hvězdná obloha obsahuje velké plochy, kde se žádné bodové objekty (důležité pro Gaiu) nevyskytují. Bylo by tedy celkem přenášet informace i z těchto oblastí.

Ale toto opatření by nestačilo pokud jde o přenos dat na Zemi. Proto jsou i u dat z mapovačů vybrána jen okénka se smysluplnými daty (počítač původně přečetl z mapovačů, na rozdíl od dalších přístrojů, všechno) a podle změřené jasnosti je u každého objektu zvolena odpovídající komprimace dat. Teprve po komprimaci jsou data odvysílána na některou z přijímacích stanic evropského systému ESTRAC.

Zde se dat ujmou vědci a analytici z konsorcia DPAC (The Data Processing and Analysis Consortium), kteří je během let zpracují pomocí výkonných počítačů do podoby využitelné jak odborníky, tak i námi laiky. Konečným produktem pak budou obsáhlé katalogy kosmických objektů. Celý způsob mapování oblohy Gaiou si také můžete prohlédnout ve zjednodušené podobě v této animaci ESA youtube nebo na stránkách ESA, kde je možné ji i stáhnout (má něco přes 70 MB). Jen upozorňuji, že matice čipů CCD je v animaci převrácená oproti výše popisované situaci na obrázku 11.

Věda na závěr

Už nyní je zřejmé, že Gaia bude pro astronomii aspoň tak významná jako Hipparcos v 90. letech, oproti kterému ale má podstatně širší záběr. Gaia by měla zmapovat všechna nebeská tělesa, která mají přibližně bodový vzhled a to v rozmezí 5,7 až 20 magnitudy (minimálně). V tomto případě se jedná o takzvanou instrumentální magnitudu G, vlastní přístrojovému vybavení družice. Pokud bychom tento rozsah chtěli vyjádřit jako běžnější visuální magnitudu V, museli bychom ji přepočíst. Takový přepočet není úplně snadný, protože se liší těleso od tělesa podle jeho barvy. Přibližně je ovšem pozorovaný rozsah jasností Gaie mezi 6-8 a 20-22 visuální magnitudou.

Gaia tedy nebude studovat asi šest tisíc nejjasnějších hvězd, valnou většinu všech, které vidíme očima na noční obloze. Zato dohlédne na velké množství slabě zářících hvězd, až třímiliónkrát méně jasných, než jsou ty nejslabší hvězdy viditelné lidským okem. Konečná přesnost určení poloh hvězd, jejich paralax, případně jejich vlastního pohybu, bude záviset na tom, jak kvalitně bude fungovat celý přístrojový modul a také na množství pozorování každého tělesa. Klíčová ale bude jasnost tělesa, jasnější budou změřena přesněji než ta slabá (viz obr.13). V ideálním případě se u jasných těles přesnost přiblíží pěti mikrovteřinám, v nejhorším případě klesne na 400 mikrovteřin. U slabých hvězd 20 magnitudy je tak přesnost srovnatelná s Hipparcem nejpřesněji změřenými jasnými hvězdami!

Gaia je ale také fotometrická mise a dokáže díky fotometrům (BP, RP) měřit jasnosti s přesností až jedné tisíciny magnitudy u jasných těles, u slabých je v nejhorším případě přesnost v desetinách magnitudy. Poslední přístroj – spektrometr RVS dokáže určit rychlosti, kterými se tělesa pohybují k nám nebo od nás a to s přesností 1 až 13 km/s (přesnost opět závisí na jasnosti).

Díky tomu, že Gaia není vybíravá, je druhový výběr měřených těles obrovský. Ve Sluneční soustavě bude sledovat a měřit polohy planetek a jasnějších komet a to od vzdálenosti 105 miliónů kilometrů od Slunce až po jasné ledové planetky za drahou Neptuna. Jistě objeví i nějaké nové, ale hlavně zpřesní jejich dráhy a vědci pak budou moci díky tomu virtuálně cestovat v čase a podívat se daleko do minulosti i budoucnosti Sluneční soustavy. Stejné cestování v čase umožní Gaia i v rámci Mléčné dráhy, protože budeme znát polohy a rychlosti podstatné části jejich hvězd. Také budeme moci určit stáří některých hvězd a nahlédnout i do období jejich vzniku, jakož i upřesnit stávající modely vývoje hvězd.

Sledováním drobných výchylek pohybu hvězd, budeme moci zjistit neviditelné souputníky, kteří je provázejí a určit jejich fyzikální vlastnosti (tvar dráhy, hmotnost). Předpokládá se, že tímto způsobem Gaia objeví a změří vlastnosti tisíců hmotných exoplanet (těžkých aspoň jako Uran). Zhruba tisícovku exoplanet z kategorie horkých jupiterů objeví i tranzitní metodou, na kterou je například specializovaný kosmický dalekohled Kepler. Další oblastí, do které Gaia promluví, je oblast výzkumu proměnných hvězd, kterých objeví několik miliónů. Podobně tomu bude i u vícenásobných hvězdných soustav.

Gaia poprvé přímo změří vzdálenosti nejbližších souputníků Mléčné dráhy, Magellanových mračen. Díky přesnému změření vzdáleností a jasností některých typů hvězd, které slouží jako tzv. kosmické svíčky (třeba Cefeidy), dojde ke zpřesnění vzdáleností i u vzdálených galaxií. Gaia bude doslova kombajn na supernovy, kterých by během let měla zaznamenat minimálně 21 tisíc a to až do vzdáleností okolo dvou miliard světelných let. Měřit bude také polohy, jasnosti a spektra ještě vzdálenějších kvasarů, kterých zaregistruje asi půl milionu. Díky tomu, že i ty nejrychlejší kvasary se během pěti let na nebeské sféře měřitelně nepohnou, budou informace o jejich („stabilní“) poloze skvělým východiskem pro zdokonalený vztažný systém. U očekávaných vědeckých objevů se nakonec objevuje otazník. Množství pořízených dat bude totiž tak velké, že bude moci sloužit i k objevům, které zatím vědce vůbec nenapadly. Každá správná průlomová vědecká mise totiž přinese objev něčeho, co nikdo nečekal.

Doufejme, že tomu tak bude i u Gaiy. Zaslouží si to.

Zdroje informací
https://directory.eoportal.org/
http://www.esa.int/
http://www.asu.cas.cz/
http://sci.esa.int/
http://9-21-space-exploration.wikispaces.com
THE ASTROMETRIC INSTRUMENT OF GAIA: PRINCIPLES, L. Lindegren.
http://www.rssd.esa.int/
THE GAIA MISSION,  L. Eyer, B. Holl, D. Pourbaix, N. Mowlavi, C. Siopis, F. Barblan, D. W. Evans, P. North.
 The History of Astrometry, M. Perryman.
The Gaia mission: science, organization and present status,  L. Lindegren, et al.
ESA’s ‘Billion-Pixel’ camera,  Gare, P., at al., ESA Bulletin 137.
http://aa.usno.navy.mil/

Zdroje obrázků:
http://sci.esa.int/science-e-media/img/0b/Gaia_poster_625.jpg
http://sci.esa.int/science-e-media/img/ec/i_screenimage_14060.jpg
http://sci.esa.int/science-e-media/img/30/cmsin2.jpg
http://sci.esa.int/science-e-media/img/f8/31327.jpg
https://pbs.twimg.com/media/Bb29-EiCAAAs9zX.jpg:large
http://sci.esa.int/science-e-media/img/19/G-EA-2006-6-hi_a.jpg
http://sci.esa.int/science-e-media/img/f8/GAIA-Service-Module.jpg
http://sci.esa.int/science-e-media/img/41/Gaia_PLM_acceptance-vibration-testing_sep2012_2.jpg
http://s29.postimg.org/qgv28tchj/Scanning_Law.jpg
http://sci.esa.int/science-e-media/img/06/Gaia-focal-plane_20090720_small.jpg
http://www.cosmos.esa.int/documents/29201/302420/FigureAstrometryOrig.png/02c53ed5-2185-49a3-8dbd-692268a52fd0?t=1383819030291