Gaia (kompendium)

[Scorus]

Każdy obiekt wchodząca w oba pola widzenia instrumentu przechodzi przez dwie kolumny detektorów (14 sztuk) tworzące  system mapujący niebo SM który go wykrywa. Dwa kolumny detektorów SM (SM1 i SM2) pozwalają na rozróżnienie obrazów obiektów dostarczanych przez teleskop 1 i teleskop 2. Umożliwia to maska fizyczna umieszczona w obrębie układu optycznego. Zasłania ona albo SM1 albo SM2. Na pokładzie nie znajduje się więc żaden katalog gwiazd, detekcja obiektów jest prowadzona w pełni autonomicznie. Jest to wydajne dla gwiazd o jasności 20 mag, gdzie detektory dostarczają 300 elektronów na sekundę. Informacja na temat jasności obiektu i jego pozycji jest analizowana na pokładzie w czasie rzeczywistym, co pozwala na wyznaczenie obszaru (okna) wokół obiektu który jest odczytywany z detektorów znajdujących się za SM. Pozwala to na zmniejszenie ilości produkowanych danych przy jednoczesnym zmniejszeniu szumu odczytu zwiększającemu stosunek sygnału do szumu. Wydajność detektorów limituje jasność wykrywanych obiektów na 20 mag. Rozmiar okna jest zmieniany w zależności od jasności obiektu. Został zoptymalizowany tak, aby uzyskać optymalne rezultaty ze wszystkich trzech rodzajów pomiarów przy uwzględnieniu wymaganej rozdzielczości obrazów, rozmycia obrazów wzdłuż kierunku skanowania, wymogu rejestrowania gwiazd podwójnych, oraz wymogu uzyskiwania pomiarów emisji tła usuwanej następnie z danych. Są ponadto dostosowane do każdej kolumny detektorów osobno. Ponadto SM dostarcza danych nawigacyjnych używanych przez system kontroli orientacji przestrzennej satelity. Są to dane na temat szybkości przesuwania się gwiazd w obu kierunkach. Pomiary te również nie wymagają użycia żadnego katalogu pokładowego.

Po przejściu przez detektory SM obrazy gwiazd przesuwają się przez kolejne kolumny detektorów FPA. Podczas dalszych pomiarów zachowywana jest informacja na temat teleskopu który je dostarczył. W pierwszej kolejności obiekty są rejestrowane przez detektory pola AF systemu ASTRO. Pomiar polega na pomiarach pozycji gwiazd tylko wzdłuż kierunku skanowania. W związku z tym piksele w kierunku prostopadłym do kierunku skanowania są sumowane. Każdy detektor dostarcza 6 próbek na gwiazdę. Informacja ta przedstawia wzór gwiazd wzdłuż kierunku skanowania.

[Scorus]

System astrometryczny ASTRO pozwala na pomiary pozycji kątowych gwiazd, dostarczając pięciu parametrów astrometrycznych - pozycji (dwa kąty), ruchu własnego (pozycji określonej w dwóch momentach), oraz paralaksy będącej miarą odległości do obiektu. Analiza danych obejmuje pomiary położenia centroidów obrazów tysięcy obiektów znajdujących się jednocześnie w polach widzenia teleskopów, co prowadzi do wyznaczenia wzajemnych odległości między nimi na niebie. Satelita skanuje niebo w sposób ciągły, dzięki czemu podczas przesuwania się pół widzenia po sferze niebieskiej budowany jest stały strumień pomiarów kątowych. Wysoka rozdzielczość kątowa w kierunku skanowania nieba (i co za tym idzie wysoka dokładność pomiarów) zostały osiągnięte poprzez zastosowanie dużego zwierciadła głównego systemu optycznego. Szerokie pole widzenia gwarantuje osiągnięcie dużej wiarygodności uzyskiwanego układu współrzędnych odniesienia. Ponieważ misja nominalna potrwa 5 lat każdy obiekt będzie obserwowany średnio 70 razy. Zagwarantuje to wyznaczenie 5 podstawowych parametrów astrometrycznych oraz na znalezienie dużej ilości układów wielokrotnych, planet pozasłonecznych i in. W praktyce obróbka danych na Ziemi jest bardzo złożonym procesem łączącym wszystkie pomiary relatywnej odległości i transformującym pomiary pozycji (centroidy) z koordynatów w zestawie pikseli na koordynaty kątowe (z uwzględnieniem kalibracji geometrycznej płaszczyzny ogniskowej), a następnie na koordynaty na sferze niebieskiej (z uwzględnieniem informacji o orientacji przestrzennej instrumentu oraz monitoringiem kąta między polami widzenia). Ponadto wykonywana jest korekta przesunięcia chromatycznego oraz korekta relatywistycznego uginania światła przez Słońce, planety, duże księżyce, największe planetoidy i planety karłowate. Ponadto konieczne jest wysoce precyzyjne oszacowanie i skalibrowanie przesunięć centroidów powodowanych przez stochastyczne więzienie i uwalnianie ładunku w pikselach pod wpływem promieniowana kosmicznego. W trakcie pomiarów astrometrycznych pola widzenia dwóch teleskopów systemu optycznego są rzutowane na jeden zestaw detektorów w obrębie FPA. ASTRO używa 62 detektorów CCD tworzących obszar astrometryczny płaszczyzny ogniskowej AF. Rozmiar pola AF jest optymalny do uzyskania zakładanej precyzji pomiarów w wybranym polu widzenia układu optycznego. Detektory są ustawione w 9 kolumn. Pierwsza kolumna służy do zweryfikowania, czy SM wykrył realne obiekty. Pozwala na odrzucenie fałszywych detekcji wysłanych przez promieniowanie kosmiczne. Dalszych 8 kolumn służy do właściwych pomiarów astrometrycznych.

Po wyjściu obiektu z pola AF jest on mierzony przez dwa zestawy detektorów CCD - dla fotometru MBP.

[Scorus]

System fotometryczny MBP pozwala na wykonywanie pomiarów obserwowanych obiektów w szeregu kanałów spektralnych, w całkowitym zakresie 320 - 1000 nm (światło widzialne i bliska podczerwień). Pozwala na pomiar rozkładu spektralnego energii (Spectral Energy Distribution - SED) dla każdego wykrytego obiektu. Na podstawie SED wyznaczany jest szereg parametrów astrofizycznych (dla gwiazd jasność, temperatura efektywna,  masa, wiek, skład chemiczny) oraz oszacowanie szybkości radialnych obserwowanych obiektów. Ponadto znajomość SED w zakresie pracy detektorów CCD AF  dla każdego obiektu jest konieczna do wprowadzenia korekty systematycznego przesunięcia chromatycznego układu optycznego. Pozwala to na skorygowanie pomiarów położenia centroidów obrazów gwiazd wykonywane na podstawie danych ASTRO. Korekta ta jest niezbędna do osiągnięcia zakładanej precyzji astrometrycznej.

Fotometr MBP używa tych samych teleskopów co ASTRO i RVS. We wspólnym fragmencie ścieżki optycznej obu teleskopów umieszczone są dwa układy dyspersyjne (dyspersery): fotometr światła niebieskiego (Blue Photometer - BP) dla zakresu 320 - 660 nm oraz fotometr światła czerwonego (Red Photometer - RP) dla zakresu 650 -1 000 nm. Każdy z nich obejmuje pojedynczy pryzmat. Jest on wykonany ze spiekanego krzemu. Pokrywa go filtr szerokopasmowy usuwający niepotrzebne światło. Pryzmat w każdym module rozprasza światło wzdłuż kierunku skanowania satelity tworząc spektrum o niskiej rozdzielczości. Pryzmaty te są umieszczone tak blisko płaszczyzny ogniskowej jak to było możliwe - są zamocowane na radiatorze FPA, bezpośrednio nad zestawem detektorów CCD. Miało to na celu zapewnienie łatwego montażu mechanicznego i zredukowania obszaru zacienionego. Dla każdego fotometru zastosowano oddzielną kolumnę 7 detektorów CCD w FPA, ustawionych za zestawem detektorów AF, prostopadle do kierunku skanowania satelity. Tak więc pokrywają one całe pole AF w kierunku poprzecznym do ścieżki skanowania. Ponieważ system fotometryczny również używa systemu mapującego niebo SM każdy obiekt wyselekcjonowany do pomiarów astrometrycznych jest też mierzony fotometrycznie. Rozdzielczość spektralna jest funkcją długości fali z powodu naturalnej krzywej dyspersji krzemu. Dyspersja jest wyższa dla fal krótkich, dla RP znajduje się w zakresie 4 - 32 nm na piksel, a dla BP - między 7 a 15 nm na piksel. Jej zmiany wzdłuż ścieżki skanowania nie przekraczają +/- 4% dla RP i +/- 9% dla BP. Dyspersery BP i RP zostały zaprojektowane tak, aby uzyskiwane za ich pomocą spektrogramy miały podobną wielkość (około 30 pikseli wzdłuż kierunku skanowania). Spektrogramy są sumowane na detektorach w kierunku prostopadłym do kierunku skanowania, ale nie w kierunku skanowania. Dla jasnych gwiazd obok techniki TDI używane są pojedyncze piksele dla określonych długości fal. Pokrycie antyodblaskowe detektorów oraz ich grubość jest zoptymalizowana dla każdego kanału osobno. Pozwala to na osiągnięcie optymalnej wydajności kwantowej. Średni błąd standardowy pomiarów jasności dla całego nieba pod koniec misji nominalnej zależy od rozpatrywanego typu gwiazd, zakresu jasności i długości fali. Typowo znajduje się w zakresie 10 - 200 x 10^-3 mag. Pomiary fotometryczne są możliwe przy gęstości obiektów do 750 000 na stopień kwadratowy.

[Scorus]

Po wyjściu z kolumn MBP obiekt jest mierzony przez detektory systemu RVS. Używa on również systemu SM, ale ostateczna selekcja obiektów do spektrometrii jest wykonywana autonomicznie z uwzględnieniem pomiarów z systemów ASTRO oraz MBP/RP.

Spektrometr RVS służy do uzyskiwania danych spektralnych w zakresie 847 - 874 nm. Pozwala to na oszacowanie szybkości radialnych (wzdłuż kierunku widzenia) na podstawie pomiarów przesunięć dopplerowskich linii spektralnych w spektrogramach obiektów o jasności do 17 mag (100 - 150 mln gwiazd). Dane te uzupełniają pomiary systemu ASTRO, mają decydujące znacznie dla badań kinematycznej i dynamicznej historii Drogi Mlecznej. Ponadto RVS umożliwia dalsze wyprowadzenie szeregu parametrów astrofizycznych. Może on prowadzić obserwacje w polach gwiazd o gęstości do 36 000 obiektów na stopień kwadratowy. Pod koniec misji nominalnej rozdzielczość spektralna osiągnie wartość R=11 500. Dokładność pomiarów szybkości radialnych wynosi od 15 km/s dla gwiazd słabych (do 17 mag) do 1 km/s lub lepiej dla gwiazd jasnych. Tym samym dane te dramatycznie poprawią zrozumienie Drogi Mlecznej. Pozwolą na oszacowanie potencjału grawitacyjnego i rozmieszczenia ciemnej materii, zmapowanie struktury spiralnej, rozróżnienie i scharakteryzowanie poszczególnych populacji gwiazd, zrekonstruowanie historii akrecji materii w halo galaktycznym i przetestowanie teorii hierarchicznego formowania się galaktyk. Z uwzględnieniem czasu martwego każdy obiekt jest obserwowany około 40 razy podczas misji nominalnej. Wielokrotne obserwacje są idealne do wykrywania układów podwójnych i wielokrotnych. Dla kilku procent spośród tysięcy układów zaćmieniowych możliwe jest precyzyjne wyznaczenie masy i promieni ich składników. Możliwe jest równierz śledzenie ruchów radialnych zewnętrznych warstw gwiazd zmiennych pulsujących (cefeid, gwiazd typu LL Lyrae i Mira). Krzywe pulsacji są otrzymywane dla gwiazd o jasności większej od 14 mag. Szybkości radialne są również używane do korekty parametrów astrometrycznych bliskich gwiazd o dużym ruchu własnym, poprzez oszacowanie "przyspieszenia zależnego od perspektywy". Zakres spektralny RVS został dobrany tak, aby obejmował szczyt rozkładu energii gwiazd typów spektralnych G i K, będących najczęstszymi celami pomiarów. Dla tych starych gwiazd zakres spektralny RVS obejmuje (obok słabych linii emisyjnych Fe, Si i Mg) trzy silne linie zjonizowanego wapnia (849.8, 854.2 i 855.2 nm). Linie tego trypletu pozwalają na wyznaczenie szybkości radialnych, nawet przy zmniejszonym stosunku sygnału do szumu. W przypadku gwiazd młodych spektrogramy RVS obejmują słabe linie emisyjne CaII, HeI, HeII i NI, ale są zdominowane przez linię Paschena wodoru. Ponadto zakres 847 - 874 nm pozwala na określenie wielu parametrów gwiazd i ośrodka międzygwiazdowego. Uzupełnia to pomiary fotometryczne i pozwala na ulepszenie klasyfikowania zaobserwowanych obiektów. RVS przyczynia się do określania wielu parametrów atmosfer gwiazd, zwłaszcza temperatury efektywnej, ciążenia powierzchniowego i zawartości pierwiastków ciężkich. Zawartości najważniejszych pierwiastków ciężkich, takich jak Ca, Mg i Si są szacowane dla gwiazd o jasnościach większych od 12 mag. Jest to wiele milionów obiektów. Znacznie poprawia to wiedzę na temat historii chemicznej Galaktyki (historii wzbogacania jej w pierwiastki ciężkie). Określany jest ponadto szereg parametrów istotnych dla fizyki gwiazd, takich jak tempo rotacji, aktywność chromosfery i tempo utraty masy. Rejestracja emisji w paśmie rozproszonej emisji międzygwiazdowej (Diffuse Interstellar Band - DIB) 862 nm pozwala natomiast na opracowanie trójwymiarowej mapy poczerwienienia obiektów tła na skutek działania materii międzygwiazdowej.

[Scorus]

RVS jest spektrometrem pola integralnego pracującym w bliskiej podczerwieni ze średnią rozdzielczością spektralną. Rozprasza całe wejściowe światło. Używa obu teleskopów układu optycznego, tak więc jest zintegrowany z systemem ASTRO i fotometrem. Dyspersja spektralna światła obiektu w polu widzenia teleskopów jest dokonywana przez dedykowaną optykę, tworzącą raz z elementami podpierającymi zestaw optomechaniczny RVS (RVS Opto-Mechanical-Assembly - RVS-OMA) umieszczony na FOS, pomiędzy ostatnim zwierciadłem zasadnicznego systemu optycznego satelity (M6) a płaszczyzną ogniskowej FPA. Moduł ten składa się z transmisyjnej siatki dyfrakcyjnej (Blazed Transmission Gratings), filtra oraz zestawu czterech dioptrycznych, pryzmatycznych, sferycznych soczewek wykonanych ze spiekanego krzemu. Siatka dyfrakcyjna pozwala na uzyskanie spektrogramu. Została wykonana przez Instytut Optyki i  Mechaniki Precyzyjnej (Fraunhofer Institut für Optik und Feinmechanik - IOF) w Jenie w Niemczech. Ma postać płyty wykonanej ze spiekanego krzemu o wymiarach 20.5 x 15.5 cm i grubości 9 mm. Generalnie transmisyjne siatki dyfrakcyjne posiadają serię równoległych bruzd dzięki którym światło przez nie przechodzące tworzy wzór interferencyjny. Przy określonych kątach zachodzi interferencja konstruktywna. Tworzy to piki nazywane rzędami. Wybrany typ siatki posiada odpowiedni kształt przekrojów bruzd pozwalający na skierowanie większości padającego światła do wybranego rzędu wzoru dyfrakcyjnego. Określa to efektywność, czyli stosunek ilości światła rozproszonego w danym rzędzie do ilości światła padającego. W tym wypadku wynosi on m=+1. Typowo powierzchnia siatki tego rodzaju zawiera wzór przypominający zęby piły. Jednak w przypadku RVS konieczne było uzyskanie unikalnej nanostruktury pozwalającej na spełnienie szeregu wymogów takich jak moc rozdzielczości spektralnej λ/Δλ=11 500, bardzo mały błąd czoła fali (miara odchylenia od perfekcyjnej powierzchni) i efektywność większa od 70%. Powierzchnia siatki została urzeźbiona z precyzją około 20 nm. W skali mniejszej od obserwowanej długości fali jej tekstura składa się z powtarzających się pasm w kształcie bloków. 5 takich pasm na przestrzeni 3.31 um tworzy tzw. komórkę jednostkową. Ponieważ pasma są mniejsze od długości fali na światło ma wpływ skumulowane działanie całej komórki. Komórki takie pracują więc jak szczeliny uformowane przez wzór zębów piły w typowych siatkach. Pozwalają jednak na spełnienie wszystkich wymogów optycznych. Gęstość tak utworzonych szczelin wynosi 302.11 na milimetr. Błąd czoła fali jest mniejszy od 8 nm RMS. Efektywność siatki jest bardzo wysoka, większa od 80%.  Filtr odrzuca niepotrzebne światło przepuszczając tylko zakres w którym wykonywane są pomiar spektrometryczne. Zestaw soczewek koryguje główne aberracje wynikające z pozaosiowej konfiguracji teleskopów. Przepustowość układu optycznego używanego w RVS (6 zwierciadeł układu optycznego całego instrumentu, siatka dyfrakcyjna i 6 soczewek) w centrum zakresu spektralnego wynosi (z uwzględnieniem wydajności kwantowej detektorów CCD) około 30%. Moduł optyczny RVS charakteryzuje się powiększeniem równym 1, dlatego też efektywna długość ogniskowej RVS wynosi 35 metrów. Spektrogram uzyskiwany przez moduł optyczny RVS jest rzutowany na detektory FPA. RVS wykorzystuje zestaw 12 detektorów (układ 3 x 4). Wszystkie detektory działają w trybie TDI. Są zoptymalizowane dla czerwonego skraju spektrum. Spektrogramy są sumowane na detektorach w kierunku prostopadłym do kierunku skanowania nieba. Każdy spektrogram z CCD jest wysyłany do systemu telemetrycznego bez żadnej obróbki. Dla jasnych gwiazd używane są pojedyncze piksele odpowiadające określonym długościom fali. Podczas pomiarów wykorzystywany jest system mapujący niebo SM pozwalający na wykrycie obiektu wybranego do pomiaru oraz potwierdzenia tego faktu. Wybór obiektu do pomiaru jest wykonywany na pokładzie, na bazie detekcji przez kanał RP systemu fotometrycznego następującej chwilę wcześniej.

[Scorus]

System metrologiczny instrumentu pozwala na skorygowanie jego pracy w warunkach braku ciążenia i skorygowanie błędów wynikających z mikroskopijnych przesunięć zwierciadeł względem siebie. Do korekt służy statyczny mechanizm umieszczony przed zawieradłami drugiego rzędu (M2 i M'2). Posiada on 5 stopni swobody. Niezbędne pomiary są wykonywane przez sensor czoła fali WFS oraz monitor kąta podstawowego BAM.

[Scorus]

WFS służy do oszacowania aberracji czoła fali optycznej w obu teleskopach. Jest instrumentem Shacka-Hartmanna. Znajduje się na torusie modułu wyposażenia naukowego satelity. WFS pozwala na pomiar aberracji czoła fali na poziomie lambda/1000 i ustalanie położenia płaszczyzny ogniskowej z dokładnością 50 μm. Tym samym umożliwia wykonanie kalibracji i skorygowanie geometrii optyki za pomocą systemu mechanicznego przy zwierciadłach drugiego rzędu. Zakres spektralny to 450 - 900 nm.

W skład WFS wchodzi układ optomechnaiczny (WFS Opto-Mechanica Assembly - WFS-OMA) oraz dwa detektory CCD znajdujące się w FPA. WFS-OMA obejmuje strukturę podpierającą oraz wszystkie elementy optyczne. Znajduje się na torusie modułu wyposażenia naukowego satelity, przed FPA.

[Scorus]

Optyka WFS obejmuje tylko elementy refleksyjne. Światło do WFS jest kierowane ze wspólnej ścieżki optycznej układu optycznego instrumentu za pomocą dwóch płaskich zwierciadeł kierujących (Folding Mirror 1, 2 - FM1, 2). Do WFS kierowane jest światło z brzegów pola widzenia systemu ASTRO. Tym samym na wejściu WFS rzutowany jest obraz nieba. Wejście ma wymiary  2 x 5 mm, odpowiadające polu widzenia obu teleskopów o wielkości kątowej 0.2 x 0.5 minuty kątowej. Następnie światło przechodzi przez rozdzielacz wiązek (Beam Splitter - BP). Ma on postać sześcianu o wymiarach 8 x 8 x 8 mm. Pozwolił na wprowadzenie do urządzenia trzech źródeł kalibracyjnych. Potem światło jest skupiane przez sferyczne zwierciadło główne (Mirror 1 - M1) stanowiące optykę obrazującą. Wszystkie trzy zawieradła znajdują się w przestrzeni o wymiarach 130 x 40 mm. Wiązka światła z M1 pada na zestaw mikrosoczewek (Micro Lens Array - MLA). MLA obejmuje dwie soczewki, które wytwarzają obraz szczeliny wejściowej WFS na dwóch detektorach CCD w FPA. Lokalne nachylenia frontu fali w obrębie każdej soczewki są obliczane na podstawie pozycji obrazów na detektorach. Aberracje fazy mogą być przybliżone jako zestaw dyskretnych nachyleń. Zestaw soczewek pozwala na opróbkowanie zakresu tych nachyleń pozwalając na przybliżenie całego frontu fali.

[Scorus]

Konstrukcja mechaniczna WFS-OMA jest odporna i lekka.  Obejmuje interfejs wykonany z invaru oraz cylinder dla elementów optycznych wykonany również z invaru. Interfejs posiada wypustki pozwalające na skompensowanie różnic w rozszerzalności cieplnej między invarem a węglikiem krzemu z którego wykonany jest torus modułu PLM satelity. Jest przykręcony do torusa poprzez trzy stopki. Cylinder elementów optycznych jest umieszczony bezpośrednio na interfejsie. FM1, FM2, BS, M1 i MLA są zamontowane na cylindrze od zewnątrz. Układ każdego zwierciadła składa się z montażu optycznego, osłony oraz właściwego zwierciadła. Zwierciadła są wykonane ze spiekanego krzemu a pozostałe elementy - z invaru (hartowany M93). Taka kombinacja materiałów pozwala na optymalne dopasowanie współczynników rozszeżalności cieplnej. Montaż każdego zwierciadła jest złożony z trzech resorów wykonany poprzez elektroerozyjne usuwanie metalu. Zwierciadła są scentrowane na te resory i przykręcone do nich za pomocą śrub wykonanych z tworzywa RTV 566. Taka konstrukcja zapewnia wysoką stabilność termiczną. System ten może pracować w zakresie temperatur 130 - 200 K.

[Scorus]

BAM jest interferometrem Fizeau. Służy do pomiarów fluktuacji kąta zawartego pomiędzy oboma teleskopami (kąta bazowego) z niezwykle wysoką precyzją. Tym samym nawet bardzo małe zmiany tego kąta mogą zostać uwzględnione podczas kalibracji i analizy danych. System ten składa się układu optomechnaicznego (BAM Opto-Mechanica Assembly - BAM-OMA) oraz dwóch detektorów CCD w FPA. BAM-OMA jest złożony z dwóch belek (belka 1, 2 - Bar 1, 2) przyłączonych do torusa modułu wyposażenia naukowego za pomocą montażu izostatycznego. Na każdej z nich znajduje się zestaw trzech niewielkich, połaskich zwierciadeł. Belka 2 zawiera ponadto optykę pełniącą rolę kolimatora, trzy rozdzielacze wiązek oraz diodę laserową będącą punktowym źródłem światła. Wszystkie elementy za wyjątkiem rozdzielaczy wiązek są wykonane z węglika krzemu. W przeciwieństwie do innych zwierciadeł wykonanych z węglika krzemu zwierciadła BAM nie zostały pokryte warstwą SiC naniesioną za pomocą techniki CVD.

[Scorus]

Światło z diody laserowej przechodzi przez kolimator. Zawiera on trzy zwierciadła. Musiały być wykonane z dużą precyzją. Błędy w kształcie nie mogły być większe od 4.4, 4.4 i 7.2 nm dla poszczególnych zwierciadeł a nierówności powierzchni - większe od 3, 6 i 5 nm. Głównym problemem podczas polerowania był ich mały promień krzywizny (50.17 mm) przy aperturze efektywnej 10 mm. Zostały one opracowane przez firmę TNO Science and Industry z Holandii przy współpracy z EADS-Astrium i wykonane przez firmę BOOSTEC. Polerowanie zostało przeprowadzone przez firmę TNO we współpracy z Instytutem Modyfikacji powierzchni Leibniza (Leibniz Institute of Surface Modification - IOM). Po przejściu przez kolimator światło wchodzi do rozdzielaczy wiązki. Opuszcza je w postaci czterech wiązek. Dwie z nich przechodzą na zwierciadło główne belki 2 (położone na jej końcu przeciwległym w stosunku do diody laserowej). Dwie kolejne padają natomiast na zwierciadło główne belki 1. Następnie na obu belkach wiązki odbijają się od zwierciadła wtórnego i zwierciadła trzeciorzędowego. Tak skonstruowane układy optyczne łączą pary wiązek. Ostatecznie dwie wiązki padają na dwa dedykowane detektory CCD w FPA. Pozwalają one na zarejestrowanie wzoru interferencji zachodzącej pomiędzy obiema wiązkami. Ruch wzoru względem detektora odpowiada zmianą w orientacji linii widzenia każdego teleskopu wzdłuż kierunku skanowania nieba. Odzwierciedla ona zmiany w wartości kąta bazowego. Zmiany tego kąta powinny znajdować się na poziomie około 7 mikrosekund kątowych podczas każdego 6-godzinego obrotu satelity. BAM pozwala na wykrywanie zmian na poziomie mniejszym od 0.5 mikrosekundy kątowej w czasie 5 minut. Ponieważ odległość pomiędzy obiema belkami BAM wynosi 0.6 m pomiary różnić w odległości pomiędzy obiema ścieżkami optycznymi są wykonywane z precyzją 1.5 pikometra.

[Scorus]

System elektroniczny instrumentu pozwala na przetwarzanie danych z detektorów CCD, wykonywanie komend oraz kontrolę stanu poszczególnych systemów. Sygnały z detektorów CCD są odbierane przez jednostki elektroniki bliskiej PEM zainstalowane w obrębie FPA. Następnie są przekazywane przez jednostki łączące IM do jednostek obróbki sygnału wideo (Video Processing Units - VPU) zajmujące się zasadniczą obróbką danych. Instrument posiada 7 modułów VPU, po jednym dla każdego szeregu detektorów. Pozwalają one na sformatowanie i skompresowanie danych z detektorów. W skład każdego VPU wchodzi karta procesorów SCS750 oraz karta towarzysząca. Karta procesorów została dostarczona przez firmę Maxwell Technologies Inc. z San Diego w USA. Zawiera 3 procesory IBM PowerPC. Moc obróbki pojedynczego VPU wynosi 1000 MIPS. Tym samym Gaia posiada zdolność obrabiania danych większą od wszystkich wcześniejszych satelitów ESA. Karta towarzysząca odpowiada za przesył danych pomiędzy VPU a IM oraz dalszą częścią elektroniki instrumentu.

Praca VPU jest zarządzana przez jednostkę kontroli i zarządzania danymi (Control and Data Management Unit - CDMU). Ma ona o strukturę modułową. Utrata jednego z kanałów nie ma dużego wpływu na program naukowy. Pokładowy algorytm obróbki danych pozwala na ich przetwarzanie w czasie rzeczywistym, bez użycia bufora danych.

[Scorus]

VPU przekazują przetworzone dane z CCD do systemu zarządzania danymi (Payload Data Handling System - PDHS), opracowanego przez firmę Syderal SA z Neuchatel w Szwajcarii. Stanowi on osobną jednostkę umieszczoną w module serwisowym satelity. Ma masę 14 kg i objętość 2.3 litra. Pobór mocy wynosi tylko 26 W. Głównymi problemami napotkanymi podczas prac nad tym systemem była konieczność zapewnienia wysokiej niezawodności, otrzymania dużej zdolności gromadzenia danych przy ograniczonym zasilaniu oraz uniknięcie emisji ciepła na drodze przewodzenia do innych komponentów satelity. PDHS komunikuje się z VPU poprzez 7 redundancyjnych interfejsów SpaceWire pozwalających na przekaz danych z szybkością 40 Mbps. System ten sortuje otrzymywane dane ze względu na jasność obiektów. Może usuwać dane o niskim priorytecie jeśli jest to potrzebne. PDHS zawiera 6 kart pamięci. Na każdej z nich umieszczono 40 modułów SDRAM o pojemności 4 Gb każdy oraz dwa redundancyjne kontrolery pamięci. Zdolność gromadzenia danych to 960 gigabitów. Osobną kartę zajmuje system kontrolny zarządzający systemem plików i komendami oraz stanowiący interfejs z innymi systemami satelity. PDHS komunikuje się z CDMU za pośrednictwem interfejsu MIL-STD-1553. Przekaz danych naukowych przeznaczonych do transmisji na Ziemię odbywa się za pomocą dwóch kanałów PacketWire z szybkością  10 Mbps. Sprzęt i oprogramowanie są plastyczne. Ich praca może być optymalizowana poprzez modyfikację algorytmów po pierwszych obserwacjach wykonanych w trakcie misji.

[Scorus]

Obserwacje są zależne od orientacji przestrzennej satelity. Tak więc skanowanie nieba, wyznaczanie okien przez SM i śledzenie poszczególnych obiektów podczas ich przechodzenia przez kolejne kolumny detektorów wymaga precyzyjnych pomiarów czasu. Umożliwia to osobna jednostka dystrybucji czasu (Clock Distribution Unit - CDU). Odpowiada ona za generowanie sygnału odniesienia pozwalającego na synchronizację czasu w obrębie instrumentu; oznaczanie czasowe próbek sygnału wideo z detektorów CCD; oraz korelację czasu dokonywaną na Ziemi podczas obróbki danych. Wszystkie sygnały są generowane na bazie wysoce stabilnego rubidowego zegara atomowego 10 MHz. CDU zawiera dwa moduły zegarów atomowych (Rubidium Atomic Clock Module - RACM). Zasadniczą częścią każdego z nich jest osobna komórka rubidowa. Cały system jest więc w pełni redundancyjny. Wymogi stawione pomiarom naukowym wymuszają osiągnięcie dokładności ustalania czasu na poziomie 6 nanosekund w 6-godzinnym okresie rotacji satelity. Poza klasyczną, jednościeżkową korelacją czasu do konwersji czasu pokładowego na czas UTC używany jest specyficzny proces dwuścieżkowy. Pozwala on na usunięcie symetrycznych opóźnień powoływanych przez efekty jonosferyczne, troposferyczne i relatywistyczne. Jest też niezależny od trajektorii.

[Scorus]

HISTORIA MISJI

Misja Gaia została zgłoszona do komisji rozpatrującej propozycje misji przewidzianych do realizacji po zakończeniu programu Horizon 2000 w 1994 r, jako koncepcja misji klasy dużej (Cornerstone Mission). W latach 1997 - 1998 przeszła analizy wykonalności przeprowadzone wraz z sektorem przemysłowym. W 1998 r spośród kilku propozycji przyjęto wstępny projekt satelity i sprzętu naukowego opracowany przez firmę Matra-Marconi Space, obecnie EADS-Astrium. Misja została przyjęta do realizacji podczas 92 posiedzenia Komitetu Programów Naukowych ESA (Science Programme Committee - SPC) w dniach 11 - 12 października 2000 r. Innymi przyjętymi wtedy misjami był projekt misji do Merkurego BepiColombo oraz udział w budowie Teleskopu Kosmicznego Nowej Generacji, obecnie JWST. Data startu była wtedy planowana na 2009 r. Rakietą nośną miała być Ariane 5. Pierwotna koncepcja misji zakładała wyposażenie satelity w trzy instrumenty - system astrometryczny, fotometr i spektrometr. System astrometryczny miał być interferometrem wyposażonym w dwa oddzielne teleskopy w układzie Gregoryego (długość ogniskowej około 60 m). Każdy z nich miał dysponować płaszczyzną ogniskowej zawierającą około 250 detektorów CCD. Dokładność pomiarów astrometrycznych była szacowana na 10 μas dla gwiazd o jasności 15 mag. Fotometr i spektrometr miały dysponować pojedynczym, wspłnym teleskopem oraz oddzielnymi zespołami detektorów.