Autor Wątek: Gaia (kompendium)  (Przeczytany 19071 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Gaia (kompendium)
« dnia: Styczeń 01, 2014, 16:13 »
WPROWADZENIE
Gaia jest europejskim (ESA) satelitą astronomicznym przeznaczonym do wykonania bezprecedensowo dokładnych pomiarów położenia, i cech fotometrycznych wszystkich obiektów na sferze niebieskiej o jasności do 20 magnitudo oraz szybkości radialnych gwiazd o jasności do 17 magnitudo. Tym samym dostarczy pomiarów pozycji, paralaks, ruchów własnych, jasności i wielu parametrów fizycznych około miliarda gwiazd w naszej Galaktyce (około 1% znajdujących się w niej gwiazd) oraz pomiarów szybkości radialnych dla około 100 mln gwiazd. Dane te będą miały ogromne znaczenie dla badań struktury i ewolucji Drogi Mlecznej, jak również dla astronomii gwiazdowej i pozagalaktycznej, kosmologii, badań Układu Słonecznego i fizyki podstawowej.

Gaia umożliwia ciągłe skanowanie nieba. Wykonuje precyzyjne pomiary astrometryczne, szybkości radialnych i fotometryczne wzdłuż kół wielkich sfery niebieskiej, jednocześnie w dwóch polach widzenia. Satelita rejestruje wszystkie obiekty o jasności większej od 20 mag, praktycznie bez żadnych innych założeń. Średnia gęstość gwiazd rejestrowanych na sferze niebieskiej  w trakcie pomiarów astrometrycznych i fotometrycznych wynosi 25 000 obiektów na stopień kwadratowy a maksymalna - 3 x 10^6 obiektów na stopień kwadratowy. W gęstszych polach mogą być rejestrowane tylko najjaśniejsze gwiazdy. Skanując całe niebo satelita zarejestruje bardzo dużą ilość obiektów.  Liczba zarejestrowanych gwiazd wyniesie około 1 miliarda - 0.34 x 10^6 do jasności 10 mag, 26 x 10^6 do 15 mag; 250 x 10^6 do 18 mag i 1000 x 10^6 do 20 mag. Wykryje ponadto około 10^5 - 10^6 ciał Układu Słonecznego, 10 000 - 30 000 planet pozasłonecznych, 200 000 białych karłów, 10^7 układów podwójnych w odległości do 250 pc od Słońca, 10^5 supernowych oraz 500 000 kwazarów. 

Mediana błędów pomiarowych pomiarów paralaks wynosi 4 μas przy jasności 10 mag, 11 μas przy 15 mag i 160 μas przy 20 mag. Tym samym odległość do około 20 mln gwiazd zostanie określona z dokładnością lepszą od 1%, a do dalszych 100 mln z dokładnością lepszą od 5%. Szybkości radialne są wyznaczane z dokładnością od 1 - 10 km/s do 16 - 17 km/s w zależności od typu spektralnego gwiazdy, przy jasności 16 - 17 mag. Dla około 100 mln gwiazd szybkości styczne zostaną wyznaczone astrometrycznie z dokładnością lepszą od 1 km/s. Pomiary fotometryczne są wykonywane w pasmach dobranych tak, aby posiadały jak największą wartość diagnostyczną dla badań astrofizycznych.

Pomiary astrometryczne są kontynuacją katalogowania gwiazd wykonanego podczas misji satelity Hipparcos, wyensieonego na orbitę 08.08.189 r i pracującego do marca 1993 r. Misja ta udowodniła, że satelita skanujący niebo w sposób ciągły w dwóch polach widzenia może wykonać pomiary pozycji i ich zmian (z powodu ruchu własnego i paralaksy) dla bardzo dużej ilości gwiazd w jednorodnym systemie współrzędnych na całym niebie z precyzją rzędu milisekundy kątowej. Z zastosowaniem współczesnych technologii użycie tego samego schematu obserwacji pozwala na poprawienie dokładności pomiarów o czynnik 100, zmniejszenia granicznej jasności obserwowanych obiektów o czynnik 1000 i zwiększenie ilości obserwowanych gwiazd o czynnik 10 000. Wykonywanie takich pomiarów podczas ciągłego skanowania nieba jest optymalne dla programu naukowego, ponieważ każdy foton zarejestrowany podczas skanu przyczynia się do zwiększenia dokładności wyprowadzanych parametrów astrometrycznych. Jednak jeszcze istotniejszą korzyścią  z takiej strategii jest zwiększenie wiarygodności - kalibracja precyzji instrumentu zachodzi naturalnie, a wzajemne zależności pomiędzy poszczególnymi pomiarami prowadzonymi na całej sferze niebieskiej dostarczają układu odniesienia bezpośrednio związanego z układem współrzędnych pozagalaktycznych. Ponadto pozwalają na wiarygodne oszacowanie błędów w wyprowadzanych parametrach astrometrycznych. Dwa osobne pola widzenia znajdujące się w dużym kątowym oddaleniu od siebie pozwalając na oszacowanie absolutnych paralaks trygonometrycznych i wyznaczenie absolutnych odległości do obserwowanych obiektów.

Pomiary astrometryczne dostarczają dwóch komponentów ruchów gwiazdy w przestrzeni. Trzecim komponentem jest ruch wzdłuż linii widzenia, mierzony jako szybkość radialna. Jest on równie istotny dla badań dynamiki gwiazd jak dane astrometryczne. Ponadto pomiary szybkości radialnych w wielu epokach są potężnym narzędziem pozwalającym na wykrywanie układów podwójnych. Na poziomie dokładności pomiarów tego parametru osiągniętych  w trakcie misji pojawia się efekt "przyspieszania związanego z perspektywą", stanowiący zarówno utrudnienie badań jak i istotny parametr obserwacyjny. Jeśli odległość między obserwowanym obiektem a obserwatorem zmienia się na skutek składowej radialnej jego ruchu, jego stała szybkość poprzeczna obserwowana jest jako zmienny ruch kątowy. Efekt ten jest relatywnie mały. Jednak w przypadku setek tysięcy gwiazd o dużych szybkościach może on powodować błędy systematyczne w szacunkach odległości, jeśli ich szybkość radialna nie jest znana. Do tej pory na bazie danych naziemnych oszacowano szybkości radialne dla około miliona obiektów. Jednak koszty i złożoność takich pomiarów nie pozwalają na wykonanie ich dla setek milionów gwiazd. Gaia stwarza natomiast unikalną możliwość uzyskania takiego zestawu danych. Dla gwiazd o małych jasnościach, istotnych jako znaczniki dynamiki Galaktyki niepewności w wyznaczeniu stycznego komponentu ich ruchów w przestrzeni są zdominowane przez błąd w pomiarach paralaksy. Stąd dokładność pomiarów szybkości radialnych jest wystarczająca na poziomie 5 km/s. Gwiazdy jaśniejsze, powyżej 15 mag będą analizowane oddzielnie. Pomiary ich szybkości radialnych będą użyteczne do wykrywania ich towarzyszy i określania przyspieszania wraz z perspektywą. Spektrometr szybkości radialnych służący do tych pomiarów pracuje w zakresie światła czerwonego, ponieważ większość gwiazd jest naturalnie czerwonawa. W celu wzmocnienia sygnału dla gwiazd o malej metaliczności wybrano silny tryplet linii Ca II przy 860 nm. Specjalistyczne analizy i doświadczenia wykazały, że jest on optymalny dla największej ilości typów gwiazd.
Poza oszacowaniem szybkości radialnych spektrometr satelity pozwala na uzyskanie szeregu informacji astrofizycznych, takich jak poziom poczerwienienienia gwiazd na skutek absorpcji światła w ośrodku międzygwiazdowym, parametry ich atmosfer oraz szybkość rotacji. Wartości te zostaną wyznaczone dla gwiazd jaśniejszych od 12 mag, czyli dla około 5 milionów obiektów. Spektrometr dostarczy też informacji na temat zawartości poszczególnych pierwiastków w gwiazdach jaśniejszych od 11 mag (około 2 mln gwiazd). Limit detekcji wynosi około 17 mag. Spektrometr pozwala na prowadzenie pomiarów w polach gwiazd o gęstości do 36 000 gwiazd na stopień kwadratowy. W gęstszych polach rejestrowane są tylko jaśniejsze gwiazdy.

Pomiary fotometryczne wykonywane podczas misji umożliwiają wyprowadzenie jasności obserwowanych gwiazd w szerokim zakresie spektralnym i określenie ich zmian w czasie. Z rozkładu energii spektralnej szacowanego na podstawie wielopasmowej spektrofotometrii mogą być wyprowadzone wielkości uzupełniające dane kinematyczne. Dzięki temu poza szybkościami i odległościami do gwiazd szacowane są też ich jasności, temperatury efektywny, masy, wiek i ich skład chemiczny. Parametry te pozwalają na optymalne przeanalizowanie populacji gwiazd w Drodze Mlecznej i najbliższych jej galaktykach Grupy Lokalnej.  Dane fotometryczne o wysokiej jakości są nieodzowne dla praktycznie wszystkich zastosowań danych astrometrycznych. Są też podstawowe dla właściwego klasyfikowania gwiazd w obrębie diagramu Hertzsprunga-Russella oraz  w wyszukiwaniu specyficznych i nietypowych obiektów. W celu zrekonstruowania historii Galaktyki konieczne jest określenie funkcji rozkładu gwiazd różnych typów z dokładnością około 0.2 dex i ich temperatur efektywnych z dokładnością 200 K. Osobne określenie zawartości żelaza i pierwiastków powstających w trakcie przemian termojądrowych klasy alfa pozwala na mapowanie chemicznej ewolucji Galaktyki. W tym celu wymagane jest osiągnięcie precyzyjni w wyznaczaniu każdego indeksu spektralnego na poziomie około 0.02 mag. Ponadto pomiary fotometryczne pozwalają na wprowadzenie korekty rezydentnej chromatyczności instrumentu podczas obróbki danych astrometrycznych.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #1 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:15 »
Cele naukowe misji są bardzo obszerne i multidyscyplinarne, często wzajemnie przenikające się. Obejmują takie zagadnienia jak: struktura przestrzenna  i dynamika Galaktyki; historia formowania się gwiazd w Galaktyce; ogólna astrofizyka gwiazd; gwiazdy zmienne; gwiazdy podwójne i układy wielokrotne; brązowe karły i pozasłoneczne układy planetarne; astronomia pozagalaktyczna; radiowy i optyczny układ odniesienia dla współrzędnych astronomicznych; małe ciała Układu Słonecznego; oraz podstawowe teorie fizyczne.

Podstawowym celem naukowym misji jest zebranie informacji o charakterystykach fizycznych, kinematyce i rozkładzie przestrzennym gwiazd w Galaktyce jaki całości. W tym celu na podstawie zebranych danych wykonane zostaną trzy oszacowania: ocena zawartości dużego, reprezentatywnego fragmentu Galaktyki; ilościowe określenie parametrów obecnej struktury Galaktyki; oraz oszacowanie ruchów zareejstrowanych obiektów w trzech wymiarach w celu poznania rozmieszczenia pół grawitacyjnych i orbit gwiazd. Pomiary astrometryczne dosatrczą niezależnych od modeli wartości odległości do poszczególnych obiektów i ich parametrów kinematycznych w kierunku poprzecznym. Pomiary szybkości radialnych i dane fotometryczne uzupełnią informacje kinematyczne. Fotometria, po odpowiednim skalibrowaniu na podstawie informacji astrometrycznych i astrofizycznych pozwoli na określenie stopnia tłumienia światła gwiazd przez materię międzygwiazdową, co w kombinacji z danymi astrometrycznymi umożliwi określenie ich absolutnych jasności, funkcji rozkładu przestrzennego, oraz składu chemicznego i wieku. Pomiary szybkości radialnych uzupełnią informacje kinematyczne pozwalając na określenie ruchów gwiazd, rozkładu pół grawitacyjnych oraz rozmieszczenia niewidocznych mas. Wszystkie te informacje umożliwią pełne zrozumienie dynamiki i struktury Galaktyki, a w konsekwencji poznanie szczegółów procesu jej formowania się i historii jako przykładu typowej galaktyki spiralnej.

Historia formowania się gwiazd w Galaktyce jest centralnym punktem programu naukowego misji, ściśle związanym z badaniami struktury Drogi Mlecznej. Zostanie ona opisana na podstawie oszacowania ewolucji tempa formowania się gwiazd w czasie oraz ogólnej liczebności gwiazd w wybrzuszeniu centralnym, dysku galaktycznym, otoczeniu Słońca, dysku zewnętrznym oraz halo galaktycznym (tam również gromad kulistych). Informacje te, w połączeniu z danymi o parametrach kinematycznych gwiazd oraz z danymi na temat zawartości pierwiastków chemicznych w gwiazdach (pochodzącymi również z innych programów) pozwolą na pełne odtworzenie historii Galaktyki. Duże galaktyki spiralne są bardzo pospolite, dominują w całkowitej ilości światła produkowanego we Wszechświecie. Tak więc określenie relatywnego tempa formowania się gwiazd w Drodze Mlecznej pozwoli na wykonanie pierwszego ilościowego testu modeli opisujących formowanie się typowych galaktyk. Pozwoli to na stwierdzenie czy duże galaktyki formują się poprzez akumulację wielu mniejszych w których trwają procesy gwiazdotwórcze; czy aktywność gwiazdowtórcza rozpoczyna się po zebraniu większości gazu obecnego w galaktykach; czy wybrzuszenie centralne tworzy się przed, po, czy też równocześnie z uformowaniem dysku wewnętrznego i halo; czy grube dyski galaktyczne są złożone z dysku pierwotnego i materii z galaktyk wchłoniętych później; czy w galaktykach istnienie gradient radialny w wieku starszych gwiazd; a także czy historia formowania się gwiazd jest relatywnie stabilna czy też występują epizodyczne okresy intensywnej aktywności gwiazdowtórczej.
W przypadku badań fizyki gwiazd misja dostarczy niezwykle dokładnych pomiarów odległości do gwiazd wszystkich typów i wchodzących w skład wszystkich populacji wystękujących w Galaktyce. Nie ominą one również gwiazd ewoluujących bardzo szybko, występujących w bardzo niewielkich ilościach w okolicach Słońca. Wraz z pomiarami fotometrycznymi pozwoli to na porównawcze skalibrowanie wszystkich części diagramu Hertzsprunga-Russella, od gwiazd znajdujących się w fazach ewolucji poprzedzających wejście w ciąg główny, poprzez wszystkie fazy pośrednie aż do białych karłów. Badane będą gwiazdy o wszystkich masach, od brązowych karłów do masywnych obiektów typu O i wszystkie typy gwiazd zmiennych; wszystkie możliwe konfiguracje układów wielokrotnych (również z brązowymi karłami i masywnymi planetami); wszystkie standardowe znaczniki odległości itp. Fotometria dostarczy informacji na temat temperatur i poczerwienienia najstarszych gwiazd (przydatnych do śledzenia struktury ramion spiralnych oraz badań nad problemami związanymi z poczerwienieniem starych gwiazd), temperatur i częstości występowania gwiazd nie osiągających dużego wieku, oraz jasności gwiazd przy których pomiary paralaks są obarczone dużymi błędami. Taki obszerny zestaw danych o bezprecedensowej dokładności zapoczątkuje nową fazę badań formowania się i ewolucji gwiazd oraz Galaktyki jako całości. Przyczyni się też do uściślenia skali odległości we Wszechświecie. W cel zrekonstruowania historii Galaktyki konieczne jest określenie udziału poszczególnych typów gwiazd z dokładnością około 0.2 dex i określenie ich temperatur efektywnych z dokładnością około 5%. Taka dokładność pozwoli na rozróżnienie gwiazd wchodzących w skład różnych populacji (cienkiego dysku, grubego dysku i halo). Określenie częstości występowania gwiazd bogatych w żelazo będzie kluczowe dla prześledzenia ewolucji chemicznej Galaktyki. Dla kilkuset gwiazd określona zostanie jasność całkowita. Zostanie to ociągnięte poprzez wyznaczenie jasności w szerokim paśmie spektralnym (tzw jasność w paśmie G) przy uwzględnieniu paralaksy i absorpcji światła przez materię międzygwiazdową. W tym celu zasadnicze dane z misji (amplituda obrazów gwiazd w polu obserwacji astrometrycznych) zostaną poddane rygorystycznej kalibracji. Pomiary paralaks gwiazd będą bardzo istotną stałą używaną podczas testowania modeli gwiazd wyprowadzonych z danych astrosejsmologicznych zebranych przez misje MOST (Microvariability and Oscillations of Stars, umieszczony na orbicie okołoziemskiej 30.06.2003 r), COROT (Convection Rotation and Planetary Transits, umieszczony na orbicie okołoziemskiej 27.12.2006 r i użytkowany do 24.06.2013 r) i Kepler (umieszczony na orbicie okołosłonecznej 07.03.2007 r) oraz obserwacje naziemne. Pozwolą one na określenie jasności całkowitych i mas gwiazd używanych w modelach astrosejsmologicznych. Tym samym przyczynią się do badań struktury gwiazd - wielkości ich jąder określających ilość materii dostępną dla reakcji termojądrowych, wewnętrznej dyfuzji pierwiastków, oraz właściwości zewnętrznych warstw konwekcyjnych. W tym ostatnim przypadku ulepszone zostaną  modele konwekcji niemiejscowej dla wnętrz gwiazd. Obecnie nadal używane są głównie klasyczne modele konwekcji poprawne tylko dla gwiazd ciągu głównego. Dane z misji przyniosą też istotne rezultaty w przypadku białych karłów. Pozwolą na przetestowanie teoretycznej zależności pomiędzy masą i promieniem gwiazd tego typu. Porównanie modeli teoretycznych z obserwowanymi parametrami białych karłów w układach podwójnych umożliwi uściślenie zależności pomiędzy masą gwiazd przed odrzuceniem zewnętrznych warstw a masą późniejszego białego karła. Obserwacje białych karłów w otoczeniu Słońca (około 5% gwiazd w odległości do 10 pc) pozwoli na nałożenie precyzyjnego ograniczenia na wiek gwiazd w tym regionie, określony na podstawie modelu stygnięcia białych karłów. Ponadto wyróżnienie poszczególnych populacji białych karłów w Galaktyce nałoży ograniczenia na modele ewolucji Drogi Mlecznej.

Wielkoskalowy przegląd fotometryczny gwiazd obejmie gwiazdy zmienne praktycznie wszystkich typów, w tym klasyczne zmienne okresowe; gwiazdy typu Scuti; gwiazdy typu Mira; rozdzielone podwójne układy zaćmieniowe; kontaktowe lub semikontaktowe zaćmieniowe układy podwójne oraz gwiazdy pulsujące. Pozwoli to na globalne opisanie stabilności i zmienności gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella oraz zidentyfikowanie procesów fizycznych powodujących zmiany jasności. Podczas trwania misji obserwacje fotometryczne będą wykonywane wielokrotne dla każdego obiektu o jasności większej od 20 mag. Liczba obserwacji fotometrycznych wykonanych w trakcie 5-letniego okresu misji nominalnej będzie zależeć od pozycji danego celu na sferze niebieskiej, jednak średnio wyniesienie ona 70 dla każdej gwiazdy. Jasność każdej gwiazdy w momencie obserwacji zostanie wyznaczona zarówno przez wąskopasmowy system mapujący niebo jak i przez fotometry światła niebieskiego i czerwonego, w całkowitym zakresie 320 - 1000 nm. Dokładność wielokrotnych obserwacji fotometrycznych pozwoli na wykrycie gwiazd zmieniających jasność w skali od sekund do 5 lat.  Liczba zarejestrowanych gwiazd zmiennych jest trudna do przewidzenia. Może wynieść nawet 18 milionów - 5 mln typowych zmiennych okresowych, 3 miliony zmiennych zaćmieniowych, 300 000 zmiennych u których wahania jasności są wywołane rotacją, 2 000 - 8 000 cefeid, 60 000 - 240 000 zmiennych typu Scuti, 70 000 zmiennych typu RR Lyrae i około 250 000 zmiennych typu Mira. Taka reprezentatywna próba pozwoli na wiarygodne określenie częstości występowania gwiazd zmiennych różnych typów. Pozwoli też na dokładne skalibrowanie zależności pomiędzy okresem zmienności a jasnością gwiazd w szerokim zakresie opisujących je parametrów (m. in. masy, wieku i zawartości pierwiastków ciężkich). Dla około 10 000 układów podwójnych zaćmieniowych zostaną wyznaczone parametry fizyczne ich członków oraz parametry ich orbit. Systematyczne poszukiwania gwiazd zmiennych pozwolą na zidentyfikowanie obiektów znajdujących się w krótkotrwałych fazach ewolucji, które mogą mieć kluczowe znaczenie dla poznania przebiegu życia gwiazd. Są to takie fazy jak np. rozbłysk jądra helowego czy pulsacje i rozbłyski termiczne otoczki helowej. Analiza danych prowadzona na bieżąco pozwoli na zidentyfikowanie szeregu interesujących obiektów wymagających podjęcia dalszych obserwacji naziemnych. Obserwowane gwiazdy pulsujące obejmują wiele klas obiektów używanych jako znaczniki odległości, np. cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae czy gwiazdy zmienne długookresowe. Próby tych gwiazd dostępne obecnie są niekompletne nawet dla obiektów o jasności do 10 mag.

Poszukiwania obiektów i zjawisk o zmiennej jasności nie ograniczą się tylko do gwiazd. Będą również wykrywane supernowe (około 20 000 w czasie trwania misji), zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego (około 100 zjawisk dzięki astrometrii i 1000 dzięki fotometrii), tranzyty planet pozasłonecznych (około 5 000), poświaty rozbłysków gamma, kwazary, jądra galaktyk aktywnych oraz małe ciała Układu Słonecznego.
W przypadku podwójnych i wielokrotnych układów gwiazd satelita Gaia pozwoli na zidentyfikowanie bardzo dużej ilości nowych przykładów, o okresach obiegu w zakresie od godzin do milionów lat. Efektywność ich wykrywania będzie złożoną funkcją okresu obiegu, odległości i jasności całkowitej.  W odległości do 250 pc od Słońca możliwe będzie znalezienie około 10 mln gwiazd podwójnych. W zakresie odległości do 1 kpc i dalej ilość ta będzie wielokrotnie większa. Głównym problemem naukowym badanym w przypadku układów podwójnych i wielokrotnych będzie rozkład  stosunku mas gwiazd w tych układach (q). Gaia pozwoli na określenie rozkładu tego parametru do warności q około 0.1, pokrywając również spodziewane maksimum w okolicy około 0.2. Ponadto czas trwania programu obserwacji astrometrycznych wynoszący aż 5 lat pozwoli na wyprowadzenie statystyk mas bardzo małych obiektów towarzyszącym gwiazdom (głównie brązowych karłów) oraz rozkładu ekscentryczności orbit w badanych układach. Gaia dzięki dużej wielkości apertury pozwoli na zidentyfikowanie wszystkich układów podwójnych w których składniki są rozdzielone o ponad 20 mas i nieznacznie różnią się jasnością. Układy takie występują z dużą częstością i będą stanowiły większą część katalogu gwiazd podwójnych opracowanego na podstawie danych z misji. Satelita jest bardzo czuły na nieliniowe ruchy własne gwiazd. Duża część astrometrycznych gwiazd podwójnych o okresach obiegu 0.03 - 30 lat zostanie rozpoznana natychmiast na podstawie braku dopasowania do standardowych modeli uwzględniających gwiazdy pojedyncze. Dla badanego przedziału okresów obiegu składników określona zostanie absolutna i relatywna częstość występowania układów podwójnych. Ponadto możliwe będzie określenie jej zmienności w zależności od wieku gwiazd i miejsca ich powstania w Galaktyce. Wiele układów pozostanie nierozdzielnych z powodu bardzo nierównego stosunku masy składników i ich jasności. Jednak w wielu takich wypadkach możliwe będzie określenie parametrów orbit fotocentrycznych. Parametry te zostaną też określone dla układów o okresach obiegu 7 - 8 lat. W przypadku gwiazd jaśniejszych od 15 mag pomiary astrometryczne pozwolą na zidentyfikowanie układów podwójnych o krótszych okresach obiegu. Dla układów podwójnych o najkrótszych okresach obiegu możliwe będzie fotometryczne wyszukanie milionów gwiazd zaćmieniowych, często o jasnościach z byt małych dla obserwacji astrometrycznych.

W przypadku badań nad obiektami o małych masach towarzyszących gwiazdom Gaia przede wszystkim pozwoli na ich prawidłowe klasyfikowanie jako planety lub brązowe karły. Sama masa nie jest tutaj rozstrzygająca, istotne są też kształty i orientacje przestrzenne orbit oraz skład i struktura termiczna atmosfer. W tym zakresie Gaia pozwoli na określenie częstości występowania takich obiektów i rozkładu parametrów ich orbit w populacji gwiazd w pobliżu Słońca. Obserwacje gwiazd we wszystkich przedziałach wieku pozwolą na wykrycie ewentualnych zmian w częstości występowania planet zachodzących wraz z zawartością pierwiastków ciężkich w gwiazdach. Natomiast wykrywanie brązowych karłów na podstawie ich orbit astrometrycznych pozwoli na określenie rozkładu ich masy we wszystkich przedziałach wiekowych. Samotne brązowe karły są możliwe do wykrycia tylko przez około 1 mld lat po uformowaniu, z powodu szybkiej utraty jasności. Badania takie zostaną wykonane dla układów podwójnych o okresach obiegu 1 - 30 lat. W czasie misji satelita wykryje dziesiątki tysięcy brązowych karłów. Tym samym pozwoli na zapełnienie tzw. "pustyni brązowych karłów" - braku obserwowalnych brązowych karłów, których ilość w Galaktyce można wyprowadzić teoretycznie. Analizy te będą miały znaczenie dla badań formowania się gwiazd, ponieważ ilość gazu uwięzionego w brązowych karłach ogranicza jego ilość dostępną dla formujących się typowych gwiazd.

Do badań formowania się i generalnych właściwości pozasłonecznych układów planetarnych Gaia przyczyni się poprzez wyszukiwanie obiektów o małych masach, lepszego scharakteryzowania znanych układów (mas planet i parametrów ich orbit) oraz dostarczenie reprezentatywnej próby planet o masach porównywalnych z masą Jowisza znajdujących się w odległości kilku AU od swoich gwiazd. Tak więc misja pozwoli na scharakteryzowanie rozkładu parametrów orbit i mas planet występujących wokół dużej próby gwiazd. Informacje te będą bardzo istotne dla uściślenia modeli formowania się planet, ich migracji i dynamicznej ewolucji układów planetarnych. Oszacowania inklinacji orbity i mas planet pozwolą na określenie czy w danym układzie zachodziły oddziaływania grawitacyjne między składnikami, i czy z tego powodu planety typu ziemskiego miały szansę uformować się w strefie umożliwiającej podtrzymanie życia. Głównym narzędziem badawczym w tej dziedzinie będą precyzyjne pomiary astrometryczne, prowadzone z dokładnością 2 - 10 µas. Ponieważ monitorowanie astrometryczne obejmie kilkaset tysięcy gwiazd w odległości do około 200 pc od Słońca, badania te znacznie uzupełnią poszukiwania planet prowadzone dzięki pomiarom szybkości radialnych. Oczekuje się, że poprzez obserwacje zaburzeń ruchu gwiazd, Gaia odnajdzie każdą planetę wielkości Jowisza o okresie 1.5 - 9 lat wokół wszystkich gwiazd w odległości do 150 lat świetlnych od Słońca (około 10 000 - 50 000 planet). Satelita będzie również wykrywał tranzyty planet powodujące spadki jasności gwiazd. Dla gwiazd jaśniejszych od 16 mag wykona szczegółowe obserwacje tranzytów. Dokładność pomiarów fotometrycznych rzędu milimagnitudo pozwoli na łatwe identyfikowanie tranzytujących planet o wielkości Jowisza wokół gwiazd podobnych do Słońca o jasności do 14 mag. W przypadku znanych planet tranzytujących towarzyszących jasnym gwiazdom obserwacje tego typu dostarczą dodatkowych informacji pozwalających na dokładniejsze scharakteryzowanie tych układów.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #2 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:16 »
Gaia wniesie także unikalny wkład w astronomię pozagalaktyczną. Pozwoli na określenie struktury i dynamiki Grupy Lokalnej galaktyk oraz scharakteryzowanie populacji gwiazd w obrębie jej członków (głównie Obłoków Magellana, M31 i M33). W przypadku Obłoków Magellana możliwe będzie przebadanie wielu milionów gwiazd. Gwiazdy w tych galaktykach charakteryzują się średnią lub niską zawartością pierwiastków cięższych, co różni je od populacji gwiazd w Drodze Mlecznej. Głównymi zagadnienia badanymi w przypadku tych obiektów będą: dynamika układu LMC - Droga Mleczna, oddziaływania pomiędzy LMC i SMC, kalibracja jasności populacji gwiazd w tych galaktykach, dynamika regionów gwiazdotwórczych, oraz dynamiczna struktura "poprzeczki" w LMC.  W przypadku odległości do LMC i SMC, wynoszącej około 50 kpc możliwe będzie wyznaczenie szybkości poprzecznych pojedynczych jasnych gwiazdy (12 - 16 mag) w zakresie 1 - 2 km/s (paralaksa 20 μas na rok). Gaia pozwoli też na zmapowanie kinetyczne regionów gwiazotwórczych w tych galaktykach z dokładnością porównywalną do osiąganej obecnie w przypadku Drogi Mlecznej. Tak więc możliwe będzie bezpośrednie porównanie kinematyki i struktury regionów gwiazdotwórczych w dużej galaktyce spiralnej i galaktykach nieregularnych o średniej wielkości. Pomiary kinematyki gwiazd w LMC i SMC pozwolą na ilościowe zbadanie relacji pomiędzy wiekiem gwiazd a ich parametrami kinematycznymi w środowisku innym od występującego w galaktyce spiralnej. W pobliżu Słońca obserwowana jest dyfuzja gwiazd w przestrzeni szybkości opisywana jako zależność pomiędzy wiekiem a szybkością. Proces ten nie jest dobrze poznany, prawdopodobnie wymaga dostarczania energii kinetycznej pochodzącej z ramion spiralnych Galaktyki i obłoków molekularnych. Jego poszukiwania w zupełnie innym układzie uściślą modele podstawowych procesów dynamicznych biorących udział w jego powstawaniu. Natomiast jednym z głównych badanych problemów naukowych związanych ze strukturą Obłoków Magellana będzie asymetrycznych rozkład ich jasności. Pomimo że w dużej skali profile jasności obu galaktyk uśrednione  w kierunku radialnym zmieniają się wykładniczo, w obu galaktykach obserwowana jest asymetria jasności przypominająca poprzeczkę. Jest to szczególnie wyraźne dla LMC i przy rozpatrywaniu gwiazd w wieku mniejszym od miliarda lat. Jednak poprzeczka LMC jest wyraźnie przesunięta w stosunku do dynamicznego środka galaktyki i wydaje się nie mieć związku z efektami przewidywanymi przez modele dynamiki zimnego dysku galaktycznego. Wydaje się, że jest strukturą długotrwałą, która przetrwała kilka pełnych obiegów wokół środka galaktyki. Nie jest znany stan dynamiczny tej poprzeczki, a także to, czy znajduje się ona w tej samej płaszczyźnie co główny dysk LMC. Dane z misji dostarczą informacji na temat dynamiki gwiazd w trzech wymiarach w całej poprzeczce i dysku, co pozwoli na poznanie dynamicznych relacji pomiędzy tymi strukturami. Pomimo że paralaksy dla pojedynczych gwiazd w LCM nie będą określane precyzyjne (błąd rzędu 20%), bardzo duża ilość obserwowanych obiektów pozwoli na bezpośrednie zmapowanie struktury LMC i SMC z wysoką rozdzielczością przestrzenną. Masy SMC i LMC również nie są dobrze znane. Obecnie są uzyskiwane w przybliżeniu poprzez używanie niedokładnie zmierzonych poprzecznych szybkości gwiazd przy założeniu, że galaktyki te mają strukturę jednorodnych dysków. Ponadto używana jest niewielka ilość obiektów. Gaia pozwoli natomiast na pomiary ruchów własnych gwiazd w obu galaktykach w całej ich objętości, w tym w wewnętrznych obszarach o małej metaliczności, "skrzydłach" SMC oraz populacji gwiazd związanych ze Strumieniem Magellana zawierającym obszary HI. Pozwoli to na zmapowanie halo ciemniej materii zarówno w nie zaburzonym LMC jak i wyraźnie zniekształconym SMC. Dzięki temu określony zostanie zasięg halo, gęstość Galaktyki w odległości 50 kpc od Słońca oraz charakter oddziaływań między LMC i SMC.

W przypadku galaktyk odległych misja dostarczy ich przeglądu spektrometrycznego  i umożliwi przeprowadzenie różnorodnych badań supernowych, jąder galaktyk aktywnych i kwazarów.
Gaia jest idealnym narzędziem do wykrywania supernowych w galaktykach położonych w odległości do kilkuset Mpc. Dostarczy bazy danych na temat pobliskich supernowych typu Ia, w której możliwe będzie przeanalizowanie wszelkich nieregularności utrudniających ich zastosowanie jako znaczników odległości we Wszechświecie. Dzięki dużemu rozmiarowi bazy supernowych wyszukane zostaną również rzadkie eksplozje, takie jak supernowe Ic. Podczas 5 lat trwania misji Gaia zaobserwuje co najmniej 21 400 supernowych - około 14 300 supernowych typu Ia, 1 400 typu Ib/c i 5 700 typu II, przy przesunięciu ku czerwieni do około 0.14. Tym samym na rok wykrytych zostanie około 1 700 supernowych (około 5 na dzień). Są to jednak tylko oszacowania, prawdziwa liczba może być większa o czynnik 2 z powodu niepewnego udziału supernowych z galaktyk o małej jasności. Około 75% wykrytych eksplozji będzie należało do typu Ia. W najlepszych warunkach Gaia wykryje wiele supernowych przed osiągnięciem maksimum jasności. Zostanie to osiągnięte dla około 6300 supernowych typu Ia, 500 typu Ib/c i 1700 typu II. Umożliwi to wykonanie ich obserwacji z Ziemi, i dzięki nim wyznaczanie odległości do galaktyk macierzystych. W badaniach tego typu konieczne jest wykrywanie supernowych podczas wzrostu ich jasności, ponieważ maksymalna jasność jest w nich kluczowym parametrem. Ponadto częstość eksplozji supernowych zostanie przeanalizowana w funkcji typu galaktyki. Dla około 26 supernowych na rok możliwe będzie wykonanie prób detekcji fal grawitacyjnych a dla około 180 - detekcji emisji gamma. Pomiary astrometryczne pozwolą na wyznaczenie ich pozycji z dokładnością na poziomie milisekundy kątowej. Dzięki temu dla eksplozji w pobliskich galaktykach możliwe będzie wykonanie poszukiwań ich gwiazd macierzystych oraz badań rozmieszczenia przestrzennego supernowych w obrębie galaktyk.

W przypadku kwazarów i jąder galaktyk aktywnych (Actice Galactic Nuclei - AGN) Gaia uzyska obserwacje astrometryczne i fotometryczne dla około 500 000 obiektów o jasności do 20 mag na całym niebie, 5 razy więcej niż zarejestrowano w przeglądzie Sloan Digital Sky Survey. Będzie to pierwszy przegląd kwazarów i AGN na całej sterze niebieskiej w zakresie optycznym.  Kwazary i AGN są niezbędne do wyznaczenia układu odniesienia dla badań efektów relatywistycznych, jednego z istotnych celów misji. Zarejestrowana próba kwazarów będzie miała też duże znaczenie dla badań wielkoskalowej struktury Wszechświata. Ich spektroskopia dostarczy informacji na temat zawartości gazu w halo odległych galaktyk oraz w obłokach międzygalaktycznych. Ponadto przewiduje się, że około 2000 kwazarów z ostatecznej próby będzie soczewkowatych przez galaktyki pierwszego planu. Około 50% z nich zostanie zidentyfikowanych bezpośrednio jako wielokrotne obrazy tego samego obiektu dzięki rekonstrukcji obrazu fragmentu nieba obserwowanego przez instrument satelity. Liczba ta jest o rząd wielkości większa od znanych obecnie soczewkowanych kwazarów. Liczebność i właściwości soczewkowanych kwazarów analizowane statycznie w dużej próbie dostarczą informacji na temat właściwości soczewkujących galaktyk oraz geometrii Wszechświata w dużej skali. Tym samym Gaia pozwoli na uściślenie parametrów kosmologicznych. Ponieważ kwazary będą stanowić tylko 0.05 obiektów obserwowanych przez satelitę kluczowe będzie ich odróżnienie od gwiazd. Z zasady dane z Gaia pozwolą na ich odróżnienie za pomocą trzech metod związanych z trzema właściwościami kwazarów: ich kolory znajdą się w odrębnej lokalizacji w wielowymiarowej przestrzeni zbudowanej z danych fotometrycznych; ich zmienność może zostać określona dzięki danym fotometrycznym zbieranym w okresie 5 lat; a także brak ruchu własnego i paralaksy zostanie stwierdzony w danych astrometrycznych.

Katalog obiektów opracowany dzięki misji pozwoli na precyzyjniejsze zdefiniowanie międzynarodowego systemu współrzędnych astronomicznych (International Celestial Reference System - ICRS). Obecnie jest on określony przez międzynarodowy układ odniesienia (International Celestial Reference Frame - ICRF). W wersji z 2009 r (ICRF2) układ ten jest złożony z 3414 pozagalaktycznych radioźródeł których pozycja jest znana z dokładnością 60 μas. Rozszerzeniem ICRF w zakresie optycznym jest katalog  z misji Hipparcos. Niedokładności są w nim rzędu 0.25 mas na rok w każdym komponencie wektora obrotu układu i 0.6 mas w komponentach wektora orientacji dla epoki katalogu (J1991.25). Katalog  z misji Gaia pozwoli natomiast na uściślenie ICRS o 1 - 2 rzędów wielkości w stosunku do danych dostępnych obecnie. Zostanie to osiągnięte poprzez zarejestrowanie bardzo dużej ilości kwazarów. W trakcie misji zaobserwowanych zostanie około 500 000 obiektów tego typu. Około 2/3 z nich będzie obiektami zupełnie nowymi. W przypadku około 20 000 kwazarów (o jasności większej od 18 mag) pozycja zostanie określona z dokładnością pozwalającą na zbudowanie niezwykle precyzyjnego układu odniesienia. Układ ten zostanie połączony z ICRS co zapewni ciągłość fundamentalnego systemu odniesienia w astronomii, a ponadto określenie pozycji źródeł odniesienia w zakresie radiowym i optycznym z maksymalną dokładnością. Będzie to wymagało skorelowania kilkuset źródeł w obu katalogach rozmieszczonych w sposób jednorodny na sferze niebieskiej. Pozycje tych źródeł muszą być znane z najwyższą precyzją. W ICRF2 znajduje się około 200 przydanych obiektów.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:18 »
Gaia dzięki swojej ogromnej dokładności pomiarów pozwoli na szczegółowe przebadanie populacji małych ciał Układu Słonecznego, głównie planetoid. Populacje tych obiektów zawierają zapis warunków panujących w mgławicy protosłonecznej, przez co analizy ich właściwości pozwalają na badania procesu formowania się układu planetarnego. Planetoidy pasa głównego przeszły tylko niewielką ewolucję termiczną od okresu wczesnej akrecji planetarnej. Zasięg radialny pasa głównego sprawia, że planetoidy te dostarczają istotnych informacji na temat gradientu mineralogicznego w populacji planetozymali w funkcji odległości od Słońca. Dlatego też dla badań pochodzenia i ewolucji Układu Słonecznego niezbędne są informacje na temat podstawowych parametrów fizycznych tych planetoid - mas, gęstości, rozmiarów, kształtów oraz typów wydzielonych na podstawie cech spektrofotometrycznych w funkcji lokalizacji w pasie głównym i chmurach trojańskich Jowisza. W tym zakresie dane astrometryczne pozwolą na uściślenie parametrów orbit znanych planetoid. Symulacje wykazały, że efemerydy obliczone na podstawie danym z satelity do okresu 100 lat od zakończenia misji będą obarczone błędem 30 razy mniejszym niż wyznaczane na podstawie danych dostępnych obecnie lub możliwych do uzyskania w najbliższej przyszłości w ramach innych programów. Tak więc dzięki misji możliwe będzie zastąpienie wszystkich rezultatów uzyskanych przez ponad 100 lat astrometrycznych obserwacji planetoid. Dokładne uściślenie orbit planetoid pozwoli na przewidywanie powodowanych przez nie zakryć gwiazd. Ich obserwacje dostarczą danych na temat wielkości i kształtów planetoid, a przy znanej masie również ich gęstości. Precyzyjnie znane parametry orbit pozwolą również na prawidłowe klasyfikowanie planetoid do rodzin o wspólnym pochodzeniu. Pomiary mas planetoid będą możliwe poprzez rejestrację małych perturbacji grawitacyjnych doświadczanych przez nie podczas stosunkowo bliskich przelotów. Obecnie w ten sposób wyznaczono masy tylko około 20 planetoid głównego pasa. Jednocześnie ich dokładność jest niewielka. W czasie trwania misji zajdą tysiące takich spotkań. Szacuje się, że na podstawie pomiarów perturbacji grawitacyjnych wyprowadzonych z danych astrometrycznych Gaia pozwoli na określenie mas około 150 planetoid z dokładnością około 50%. Natomiast dane fotometryczne dla planetoid uzyskiwane dzięki misji będą bardziej wiarygodne od większości dostępnych dotychczas. Albedo jest jednym z parametrów pozwalających na przyporządkowywanie planetoid do określonych typów taksonomicznych.  Informacje na temat albeo w funkcji koloru pozwolą na prawidłowe sklasyfikowane wszystkich planetoid zawartych w obserwowanej próbie. Ujawnią też związki pomiędzy obiektami bliskimi Ziemi (Near Eartch Obikets - NEO) i pasa głównego a meteorytami.

Poza badaniami znanych planetoid misja pozwoli na wykrycie ogromnej liczby nowych obiektów. Ich liczba może wynieść nawet 10^5 lub 10^6 (w zależności od niepewności przy ekstrapolacji znanej populacji). Ponieważ każdy z nowo odkrytych obiektów będzie obserwowany wielokrotnie w czasie trwania misji możliwe będzie precyzyjne określenie parametrów orbit wielu z nich, w tym wielu planetoid typu NEO. Kombinacja możliwości wykrywania planetoid o małych jasnościach, pozycji satelity na orbicie wokół punku L2, prowadzenia obserwacji w małych odległościach kątowych od Słońca (do 45 stopni) i wysokiej dokładności w określaniu chwilowej szybkości kątowej (0.25 mas/s^-1) pozwoli na wykonanie dokładnych zliczeń planetoid tworzących grupy Ateny, Apolla i Amora. W zależności od albedo i geometrii obserwacji możliwe będzie wykrycie planetoid z tych grup o wielkości 260 - 590 m w odległości 1 AU. Obserwacje takie będą możliwe do odległości od Słońca 0.5 AU. Obszar ten jest bardzo trudno dostępnym dla obserwacji naziemnych.

W przypadku planetoid trojańskich Jowisza misja pozwoli na doprecyzowanie parametrów ich orbit. Będzie to miało duże znaczenie dla określenia czy są to obiekty schwytane w pobliżu punktów libracji, czy też obiekty które uformowały się w tych regionach, a tym samym stanowią odrębną podklasę planetoid. Precyzyjna fotometria pozwoli na oszacowanie okresu ich rotacji, orientacji osi obrotu i kształtu. Dla największych planetoid trojańskich możliwe będzie określenie ich wielkości. Obserwacje spektralne pozwolą na określenie ich składu chemicznego. Pozwoli to na porównanie go ze składem innych obiektami (NEO, planetoid pasa głównego, centaurów, obiektów transeptunowych i komet). Uzupełni to informacje na temat gradientu w składzie planetozymali we wczesnym Układzie Słonecznym. Ponadto możliwe będzie porównanie wszystkich wyprowadzanych parametrów pomiędzy chmurami planetoid trojańskich związanymi z punktami L3 i L5. Jak dotąd są przesłanki wskazujące, że rozkłady parametrów ich orbit są nieznacznie różne.

Efektywność poszukiwań centaurów (obiektów o peryheliach położonych pomiędzy orbitami Jowisza i Neptuna), obiektów transneptunowych (o półosiach wielkich orbit między 30 a 50 AU) i obiektów dysku rozproszonego (o półosiach wielkich większych od 50 AU i peryhelium położonym w zasięgu oddziaływań grawitacyjnych Neptuna) będzie niewielka, rzędu 10% z powodu małej jasności tych obiektów.  Tak więc możliwe będzie wykrycie tylko kilkudziesięciu z nich. Będą to głównie centaury i obiekty dysku rozproszonego przechodzące do regionu centaurów. Tylko kilka klasycznych obiektów Pasa Kupiera będzie jaśniejszych od 21 mag, a prawdopodobnie żaden nie będzie jaśniejszy od 20 mag (limit detekcji satelity). Pomimo niewielkiej liczby obserwowanych obiektów misja znacznie przyczyni się do badań zewnętrznej części Układu Słonecznego. Po pierwsze, będzie to pierwszy pełny przegląd nieba umożliwiający zarejestrowanie obiektów o jasności do 20 mag.  Nie będzie on więc ograniczony wąskim pokryciem nieba charakterystycznym dla programów naziemnych. Są one zwykle zawężone do płaszczyzny ekliptyki i nie uwzględniają płaszczyzny Drogi Mlecznej, gdzie wyszukiwanie obiektów tego typu jest trudne. Przegląd całej stery niebieskiej pozwoli natomiast na znalezienie każdego obiektu Układu Słonecznego o jasności do 20 mag na orbicie o wysokiej inklinacji lub na tle Drogi Mlecznej. Znalezienie takich obiektów lub wykluczenie ich istnienia będzie miało duże znaczenie dla badań mechanizmu formowania się Pasa Kupiera i zewnętrznego Układu Słonecznego. Dla największych centaurów w odległości  10 - 30 AU możliwe będzie określenie ich wielkości i albedo. Ponadto dane astrometryczne z misji Gaia pozwolą na wyszukiwanie podwójnych obiektów w zewnętrznym Układzie Słonecznym i w wielu wypadkach określenie parametrów orbit składników. Tym samym możliwe będzie bezpośrednie oszacowanie ich masy. Układy takie mogą stanowić nawet 10 - 20% populacji obiektów Pasa Kupiera. Możliwe, że nawet około 50% obiektów zaobserwowanych przez satelitę będzie posiadało wykrywalnych towarzyszy. Będzie to znacząca próba obiektów z wyznaczonymi masami w zewnętrznej części Układu Słonecznego. Pozwoli na nałożenie ograniczeń na średnią gęstość ciał tego typu.

Precyzyjny i kompletny przegląd rozmieszczenia i ruchów gwiazd w najbliższym otoczeniu Słońca pozwoli na określenie częstości ich przechodzenia przez Obłok Oorta. Grupowanie się orbit niektórych komet długookresowych wskazuje, że obłok mógł zostać zaburzony przez bliskie przejścia gwiazd w przeszłości. Gaia wykona  bardzo precyzyjne pomiary ruchów prawie wszystkich gwiazd w odległości 50 pc od Słońca. Pozwolą one na prześledzenie ruchów tych gwiazd w przeszłości, w skali czasu geologicznego. Tym samym możliwe będzie odniesienie możliwych przejść gwiazd przez Obłok Oorta do historii kratertowania ciał Układu Słonecznego. Dla porównania dane z satelity Hipparcos pozwoliły na wykonanie takich badań tylko dla 20% gwiazd w otoczeniu Słońca. Informacje te pozwolą na stwierdzenie, czy obserwowana obecnie częstość przybywania do wewnętrznego Układu Słonecznego komet długookresowych jest typowa, czy też wyższa od średniej. Pozwoli to na oszacowanie ilości obiektów w Obłoku Oorta.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:18 »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #4 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:18 »
Misja pozwoli także na bardzo dokładne przetestowanie ogólnej teorii względności Alberta Einsteina. Redukcja danych z misji Hipparcos wymagała uwzględnienia aberracji (v/c)^2 i relatywistycznego efektu uginania światła gwiazd w polu grawitacyjnym Słońca i Ziemi. Redukcja danych z misji Gaia będzie wymagała bardziej precyzyjnego i reprezentatywnego uwzględnienia efektów relatywistycznych. Dla sferycznego ciała uginającego światło mającego średnią gęstość ρ (w g*cm^-3) ugięcie promienia światła stycznego do jego krawędzi jest większe od δ (w μas) jeśli promień r > ρ^-1/2 * ρ^1/2 * 624 km. Typowo dla obiektów w Układzie Słonecznym ρ wynosi około 1 g/cm^-3, dlatego też pomiary Gaia będą istotnie zaburzone (δ około 1-10 μas) przez wszystkie ciała o promieniu większym od 624 km (w przypadku Jowisza i Słońca udział będzie brał także kwadrupolowy wpływy ich pól grawitacyjnych). Z zasady istotnie zaginać światło będzie Słońce, wszystkie planety i duże Księżyce (zwłaszcza Io, Ganimedes, Callisto i Tytan), ale będzie to miało znacznie tylko gdy odległość tych obiektów od obserwowanych celów będzie wynosić mniej niż kilka sekund kątowych. W praktyce, dzięki procedurze skanowania nieba wytworzony zostanie pas o średnicy 45 stopni scentrowany na Słońce w którym możliwe będzie uniknięcie wpływu Merkurego i Księżyca. Małe ciała Układu Słonecznego (planetoidy i KBO) nie mają tu znaczenia. Jednak wpływ Słońca będzie zauważalny nawet w odległości większej od 180 stopni od jego środka. Konieczność uwzględnienia grawitacyjnego uginania światła stworzy okazję do przetorowania wielu parametrów przewidywanych przez ogólną teorię względności w nowym układzie obserwacyjnym i ze znacznie poprawioną precyzją. Dominującym efektem relatywistycznym mierzonym dzięki danym z Gaia będzie grawitacyjne uginanie światła określony przez parametr gamma sparametryzowaej nienwetonskiej postaci teorii grawitacji (Parametrized Post-Newtonian Model - PPN). Zostanie on określony na podstawie przesunięć obrazów gwiazd w czasie obserwacji. Ma on duże znaczenie dla fizyki podstawowej. Mierzone będą też inne efekty. Eksperyment Pounda-Rebki zweryfikował relatywistyczne przewidywania dla grawitacyjnego przesunięcia ku czerwieni dla fotonów, efektu próbkującego czasowo - czasowy komponent tensora metrycznego. Uginanie światła zależy zarówno od komponentu czasowo - przestrzennego jak i przestrzenno - przestrzennego. Było ono obserwowane w skalach odległości 10^9 - 10^21 m i w zakresie mas 1 - 10^13 mas Słońca. Gaia pozwoli na rozszerzenie tych obserwacji o 2 rzędy wielkości w przedziale odległości i 6 rzędów wielkości w przedziale masy. Poza tym efekty relatywistyczne oraz moment kwadrupolowy Słońca powodują precesję peryheliów orbit ciał Układu Słonecznego. Gaia pozwoli na zmierzenie tego efektu dla planetoid pasa głównego oraz planetoid grup Apolla, Ateny i Amora. Ponadto możliwe będzie wykonanie poszukiwań fal grawitacyjnych poprzez obserwacje odchyleń w pozycji obserwowanych obiektów. Umożliwią one określenie zakresów energii fal, co ułatwi ich wykrycie za pomocą naziemnych detektorów fal grawitacyjnych.

Gaia jest unikalną misją jeśli chodzi o jej zakres i ilość uzyskanych danych. Uzyskana dzięki niej ogromna baza danych pozwoli na stałe poszukiwania nowych obiektów i zjawisk. W planowaniu badań naukowych uczestniczy 14 grup roboczych, zajmujących się między innymi modelowaniem dokładności pomiarów, optymalizacją spektrometru szybkości radialnych, przygotowywaniem symulowanych danych używanych w modelowaniu, przygotowywaniem systemów i procedur obróbki ogromnej ilości danych i wieloma innymi zagadnieniami. W projekt zaangażowanie były 74 firmy i 16 krajów. Obróbka danych będzie prowadzona przez instytucje z 20 krajów. Całkowity koszt misji jest szacowany na 1.4 mld dolarów.

Nazwa misji była początkowo akronimem od Global Astrometric Interferometer for Astrophysics, ponieważ pierwotna koncepcja misji zakładała wykorzystanie instrumentu interferometrycznego. Później konfiguracja układu pomiarowego została całkowicie zmieniona. Obecnie więc skrót nie opisuje konstrukcji instrumentu naukowego satelity, nazwa nie została jednak zmieniona.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:20 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #5 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:20 »
KONSTRUKCJA
Satelita Gaia ma całkowitą masę startową 2029 kg. Masa bez paliwa i łącznika z górnym stopniem rakiety nośnej wynosi 1392 kg, a wraz  z łącznikiem - 1934 kg. Satelita ma w przybliżeniu kształt walcowaty. Nie licząc osłony przeciwsłonecznej ma średnicę 4.6 m i wysokość 2.3 m. Średnica całkowita, wraz z rozłożoną osłoną wynosi 10 metrów. Pojazd składa się z dwóch modułów: modułu serwisowego (Service Module - SVM), oraz modułu instrumentów naukowych (Payload Module - PLM). Głównym wykonawcą satelity jest firma EADS-Astrium z Paryża.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:23 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #6 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:23 »
Moduł serwisowy SVM stanowi dolną, niższą cześć statku. Zawiera zasadnicze komponenty inżynieryjne satelity, zapewniające łączność, energię elektryczną, itp. Jego masa bez paliwa wynosi 868 kg. Wąski, wielokątny kształt tego modułu zapobiega rzucaniu cienia na osłonę przeciwsłoneczną.

Struktura mechaniczna modułu serwisowego (Mechanical Service Module - M-SVM) składa się głównie z plastiku wzmocnionego włóknami węglowymi (Carbon-Fibre Reinforced Plastic - CFRP). Niektóre elementy są również wykonane z aluminium. Centralną część tej struktury stanowi cylinder centralny zawierający komponenty systemu napędowego. Faktycznie ma kształt ściętego stożka o wysokości 1.17 m. Jego szersza, górna podstawa jest połączona z okrągłym kołnierzem górnym łączącym się z modułem PLM. Podstawa dolna jest połączona z kołnierzem dolnym w kształcie dwunastokąta. Pomiędzy kołnierzem górnym i dolnym znajduje się 6 paneli wewnętrznych, połączonych też z zewnętrznymi ścianami centralnego cylindra. Każdy z nich jest przymocowany do kołnierza dolnego dwoma rozporami. Układ paneli wewnętrznych wraz z rozporami i centralnym cylindrem zapewnia odpowiednią sztywność konstrukcji i właściwe przenoszenie naprężeń. Na panelach wewnętrznych umieszczono część jednostek awioniki. Są one też miejscem przebiegu kabli łączących poszczególne systemy. U dolnej podstawy cylindra centralnego, wewnątrz jego obrębu zainstalowany jest pierścień systemu napędowego. Zainstalowano na nim zbiorniki paliwa i utleniacza oraz gazu podnoszącego ciśnienie w systemie napędowym. Na wewnętrznych ścianach centralno cylindra znajduje się 5 par wzdłużnych rozpór, do których przymocowane są zbiorniki systemu napędowego. Wewnątrz pierścienia systemu napędowego znajduje się okrągły panel anteny fazowanej. Ma on średnicę 1.5 metra. W otworze w środku tego panelu umieszczono antenę wysokiego zysku. Na wewnętrznej stronie tego panelu zainstalowano pozostałe jednostki awioniki. Strona zewnętrzna łączy się natomiast z łącznikiem z górnym stopniem rakiety nośnej (Launch Vehicle Adapter - LVA). Jest to standardowy interfejs dla stopnia Fregat, podczas oddzielania satelity pozostaje na tym stopniu. Ma średnicę 1194 mm i masę 95 kg. Jest złożony głównie z CFRB. Pierścień interfejsu z satelitą jest przymocowany do górnej strony LVA za pomocą klamer. Podczas oddzielania satelity uruchamiany jest generator gazu poruszający tłokiem. Tłok wprowadza w ruch obroty koło zamachowe. Powoduje ono odkręcenie śrub mocujących klamry. Otwarcie klamer jest kontrolowane przez inercję koła zamachowego. Redukuje ono też wstrząs doznawany podczas otwierania klamer. Ostatecznie satelita jest odpychany od górnego stopnia przez sprężyny.

Na zewnętrznej powierzchni kołnierza dolnego znajduje się zestaw nierozkładalnych paneli słonecznych (Fixed Solar Array - FSA). Składa się on z 6 paneli słonecznych w kształcie deltoidów. Na brzegu zewnętrznym kołnierza dolnego znajduje się 12-kątny pierścień łączący z zestawem rozkładanych paneli słonecznych (Deployable Solar Array). Łączy się on ruchomo z 8 prostokątnymi panelami słonecznymi przymocowanymi do rurek szkieletu rozkładanej osłony przeciwsłonecznej. Powierzchnie boczne modułu SVM tworzy 8 cienkich, prostokątnych paneli wykonanych z CFRB. Są one pokryte arkuszami wielowarstwowej izolacji termicznej tworzącej powłokę zewnętrzną (Thermal Hardware - THW).
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:25 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #7 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:26 »
W dolnej części modułu SVM znajduje się duża, rozkładana osłona osłona przeciwsłoneczna (Deployable Sunshield Assembly - DSA). Za jej opracowanie odpowiedzialna była firma SENER z Bilbao w Hiszpanii. DSA chroni moduł PLM przed bezpośrednim oświetleniem przez światło oraz podczerwień pochodzące ze Słońca lub odbite od Ziemi i Księżyca. Pozwala na zredukowanie intensywności światła słonecznego o czynnik 280. Jest tym samym jednym z elementów zapewniającym wysoką stabilność termiczną, a tym samym stałość kąta zawartego pomiędzy oboma teleskopami sprzętu naukowego. Jest to niezbędna do osiągnięcia zakładanej precyzji pomiarów astrometrycznych. Osłona ta ma średnicę 10.2 metra i powierzchnię 75 metrów kwadratowych. Jej szkielet jest złożony z 12 par radialnych rurek połączonych rurkami poprzecznymi w części dolnej oraz blisko środka długości. Tak więc każda para tworzy ramę w kształcie litery H. Wszystkie rurki są wykonane z CFRP. Łączenia między nimi są metalowe. Struktura ta została dostarczona przez firmę RUAG Aerospace Switzerland ze Szwajcarii. Każda para rurek jest połączona dwoma mechanizmami zawiasowymi z pierścieniem rozkładanych paneli słonecznych. Zawiasy są położone w rogach każdej sekcji. Pomiędzy rurkami ośmiu par znajdują się poszczególne panele słoneczne systemu DSA. Pary takie są zgrupowane po dwie i rozdzielone pojedynczą parą pozbawioną paneli. Na rurkach rozpięte są arkusze wielowarstwowej izolacji termicznej, dostarczone przez firmę RUAG Aerospace Austria. Zewnętrza i wewnętrzna strona rurkowego szkieletu jest pokryta arkuszami wielowarstwowej izolacji termicznej. W obrębie każdej pary rurek arkusze są zamocowane na sztywno tworząc sekcje o kształcie prostokątnym i wymiarach 0.8 x 3.2 m. Natomiast arkusze między parami są sfałdowane. Sekcje te mają kształt trójkątny. Część osłony zwrócona na Słońce jest wykonana z dwóch arkuszy izolacji (górnego i dolnego) złożonych z dwóch warstw kążdy. Część skierowana w stronę cienia jest pojedynczym arkuszem złożonym z 5 warstw. W przypadku sekcji z panelami słonecznymi część skierowana na Słońce jest złożona tylko z dolnego arkusza. Część górna jest natomiast złożona z arkusza wykonanego z innego rodzaju izolacji, rozciągniętego pod panelem słonecznym. Wszystkie arkusze, zarówno w sekcjach prostokątnych jak i trójkątnych są przymocowane do szkieletu na swoich rogach. W czasie trwania misji powierzchnia osłony będzie płaska, jej odkształcenia nie będą większe od 1 cm.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:28 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #8 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:28 »
W konfiguracji startowej osłona DSA jest złożona po bokach satelity. Odpowiednie mocowania łączące je z powierzchnią osłony termicznej modułu PLM znajdują się po środku rurek poprzecznych. Po wejściu na trajektorię transferową do punktu L2 osłona jest rozkładana jak parasol. Mechanizmy mocujące poszczególne sekcje szkieletu osłony zawierają główkę z bolcem oddzielającym umieszczonym w uchwycie w osłonie PLM. Rozkładanie osłony jest inicjowane poprzez detonację małych ładunków pirotechnicznych oddzielających główki w mechanizmach mocujących. Następnie główki są przyciągane przez mechanizmy na powierzchni osłony PLM gdzie pozostają. Rurki podtrzymujące są natomiast odchylane od pierścienia montażowego u podstawy satelity za pomocą sprężyn znajdujących się w ich mechanizmach zawiasowych. Powoduje rozprostowywanie się sfałdowanych arkuszy izolacji w sekcjach trójkątnych. Zawiasy rurek każdej sekcji są połączone z zawiasami sekcji przyległej przez elastyczne wiązadła metalowe. Pozwala na zsynchronizowane rozkładanie osłony. Po uwolnieniu wszystkich sekcji rozkładanie osłony jest kontrolowane przez kontroler znajdujący się na pierścień łączącym ze strukturą modułu serwisowego. Jest to cylinder wypełniony stopem o niskim punkcie topnienia. Jest on połączony z zawiasami. Przez rozłożeniem stop znajduje się w stanie stałym, przez co kontroler blokuje zawiasy przeciwdziałając rozkładaniu osłony. Po rozgrzaniu stop ulega stopieniu przez co siła blokująca zawisy zanika. Pozwala to na kontrolowane i równomierne rozkładanie osłony. Cała konstrukcja jest ostatecznie napinana za pomocą linek wykonanych z klevaru i przyjmuje kształt płaskiego dwunastokąta ustawionego pod kątem prostym do długiej osi satelity. Ostatecznie nagrzewanie kontrolera jest wyłączane. Zawarty w nim stop zestala się, co gwarantuje stabilność całej osłony.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:31 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #9 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:31 »
System zasilania (Electrical Service Module - E-SVM) gromadzi, konwertuje i rozprowadza energię elektryczną. Energia jest wytwarzana przez 6 paneli słonecznych układu FSA na dolnym kołnierzu struktury SVM oraz 8 paneli słonecznych na osłonie przeciwsłonecznej. Panele są złożone  z komórek wykonanych z arsenku galu (GaAs) zamontowanych na strukturze z CFRP. Całkowita powierzchnia paneli słonecznych wynosi 12.8 metra kwadratowego, z czego 7.3 metra kwadratowego przypada na FSA, a 5.5 metra kwadratowego - na panele osłony. Panele są stale zwrócone na Słońce, pod kątem 45 stopni. Produkcja energii elektrycznej pod koniec misji nominalnej w najgorszym wypadku wynosi 1910 W. Wyprodukowana energia jest zużywana na bieżąco a także ładuje baterię litowo - jonową o pojemności 60 A/h. Jest ona przeznaczona do użycia w czasie gdy statek znajduje się w cieniu Ziemi. Sytuacje takie będą występowały w początkowym etapie misji. W czasie obserwacji naukowych wokół punktu L2 zaćmienia nie będą występowały. Bateria może być jednak używana również wtedy, w okresach gdy zapotrzebowanie na energię przekracza wydajność paneli słonecznych. Za rozprowadzanie energii elektrycznej i kontrolę systemu zasilania odpowiada osobna jednostka elektroniki kontrolnej (Power Control and Distribution Unit - PCDU). Tworzy ona główny bus zasilania. Napięcie wynosi w nim 28 V. Dostarcza on energii do wszystkich podsystemów satelity. Ponadto PCDU kontroluje stan naładowania baterii, wysyła komendy do urządzeń pirotechnicznych oraz obsługuje cykl pracy grzejników na podstawie komend z systemu zażądania danymi satelity. Wewnętrzne zapotrzebowanie na energię systemu zasilania wynosi 117 W.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:34 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #10 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:33 »
System zarządzania danymi (Command and Data Handing Subsystem - CDHS) zapewnia autonomiczne działanie w czasie braku łączności z Ziemią, kontroluje pracę systemów satelity. wykonuje komendy z Ziemi, zarządza danymi naukowymi i dotyczącymi funkcjonowania statku kosmicznego oraz wysyła je do systemu telemetrycznego. Zawiera dwie jednostki zarządzania danymi i komendami (Command and Data Management Unit - CDMU), z których jedna jest zapasowa. CDMU są oparte na komputerach centralnych ERC-32 z oddzielnymi jednostkami wejścia i wyjścia. Uprościło to prace nad oprogramowaniem. Ponadto na ich wyposażeniu znajduje się jednostka do autonomicznego wykrywania błędów. System elektroniczny może być rekonfigurowany w czasie lotu. Moduł SVM i PLM są obsługiwane przez oddzielne busy danych w standardzie MIL-STD-1553 B. Szybką wymianę danych z instrumentem naukowym umożliwiają interfejsy typu SpaceWire. Zastosowanie architektury FDIR umożliwiło wiarygodne zabezpieczanie integralności wyposażenia satelity. Przed transmisją na Ziemię dane są zapisywane przez rejestrator jednoczęściowy (Soli-State Recorder - SSR). Pobór mocy CDHS, wraz z systemem kontroli orientacji przestrzennej wynosi 103 W.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #11 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:34 »
System telemetrii, śledzenia i przetwarzania komend (Telemetry, Tracking and Command Subsystem - TT&C) obejmuje dwie anteny niskiego zysku (Low Gain Antenna - LGA), antenę średniego zysku (Medium Gain Antenna - MGA), antenę wysokiego zysku (High Gain Antenna - HGA), układ nadawczo - odbiorczy oraz układ zasalający i uzupełniające komponenty elektroniczne. Łączność za pomocą wszystkich anten odbywa się w paśmie X. Pobór mocy tego systemu wynosi 326 W. Jest on zasilany przez elektroniczny kontroler mocy i interfejs (Electronic Power and Interface Controller - EPIC). Przekształca on energię elektryczną z głównego busa zasilania satelity i dostarcza ją do elektroniki TT&C. Ponadto stanowi terminal kontrolny dla tego systemu, łącząc go z busem danych 1553B satelity. Demodulacja sygnału odebranego z Ziemi jest wykonywana przez transponder a dane są przekazywane do CDMS. Dane przeznaczone do wysłania na Ziemię są formatowane i kodowane przez CDMS i modulowane przez transponder. Następnie sygnał jest wzmacniany przez wzmacniacze półprzewodnikowe (Solid State Power Amplifier - SSPA) i przesyłany do anten. Satelita posiada dwa transpondery, z których jeden jest zapasowy i zawsze wyłączony.

Dwie anteny LGA znajdują się na szczycie modułu PLM (oś +X) oraz w dolnej części modułu PVM (oś -X). Służą do łączności z niską szybkością, rzędu kilku kbps zarówno w łączu satelita - Ziemia jak i Ziemia - satelita. Możliwe jest wybranie kilku szybkości w tych łączach. Anteny te umożliwiają zarówno odbiór komend jak i transmisji danych inżynieryjnych. Charakteryzują się pokryciem omnikierunkowym, dzięki czemu mogą być łatwo wykorzystana podczas poważnych problemów. Są wyposażone w standardowy wzmacniacz półprzewodnikowy o mocy 17 W, gwarantujący osiągnięcie szybkości wymiany danych do 6 kbps z odległości 1.5 mln km od Ziemi.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #12 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:35 »
Antena średnie zysku MGA znajduje się na podstawie modułu serwisowego. Jest anteną kierunkową. Pozwala na łączność z szybkością do 8 kbps. Umożliwia transmisję danych inżynieryjnych i naukowych oraz odbiór komend.

Antena wysokiego zysku HGA znajduje się na okrągłym panelu w dolnej części modułu serwisowego. Umożliwia transmisję danych naukowych z wysoką szybkością podczas widoczności stacji naziemnych (przez około 8 godzin na dzień). Średnia szybkość transmisji danych naukowych wynosi około 1 Mbps, a maksymalna - około 3 Mbps. Jest to antena fazowana (Phased Array Antenna - PAA) skanująca elektronicznie. Oznacza to, że wiązka jest kierowana na Ziemię elektronicznie a antena nie ma żadnych ruchomych części. Dzięki temu nie wprowadza wibracji mogących zaburzyć stabilność instrumentu naukowego naruszające pomiary. Składa się z serii elementów promieniujących oraz systemu przesuwającego fazę sygnału dostarczanego do każdego elementu. Przesuwanie fazy pozwala na uzyskanie interferencji umożliwiającej pozycjonowanie wiązki w wybranym kierunku. Interferencja konstruktywna daje pik we wzorze interferencyjnym. Interferencja destruktywna pozwala na poprawienie ostrości wiązki. Stożek promieniujący anteny znajduje się na zewnętrznej stronie panelu anteny modułu serwisowego. Inne komponenty znajdują się po wewnętrznej stronie tego panelu. Panel pracuje jak radiator wypromieniowujący ciepło produkowane przez antenę. Zarówno antena jak i cały panel są termicznie odizolowane od innych komponentów satelity przez izolację wielowarstwową. Stożek promenujący ma kształt graniastosłupa o 14 ścianach Jest wykonany z litego stopu aluminium. Każda ściana jest podzielona na dwie powierzchnie. Na każdej z nich znajduje się po 6 elementów promieniujących. Każda powierzchnia jest wyposażona w serię złączy dostarczających sygnał radiowy. Rozdzielają one sygnał umożliwiając warzenie amplitudy określające wzór emisji każdej powierzchni. Całościowy wzór emisji anteny jest określany przez złączenie wzorów emisji poszczególnych powierzchni po stronie stożka zwróconej na Ziemię. 28 powierzchni jest zasilanych sygnałem przez tzw. kwadrymoduły (Quadri-Modules) dostarczające zysku na niskim poziomie, zapewniające kontrolę fazy i amplitudy, wzmacnianie mocy sygnału i przesyłanie go do właściwego łącznika. Sygnał do tych modułów jest dostarczany z transpondera satelity przez rozdzielacz obsługujący też pozostałe anteny. Zysk HGA wynosi około 16.8 dB. 28 wzmacniaczy SSPA dostarcza około 59 W (około 17.7 dBW) co pozwala na osiągnięcie efektywnej izotropicznej mocy wypromieniowywanej (Effective Isotropic Radiated Power - EIRP) na poziomie ponad 2.6 kW (około 34 dBW).
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:37 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #13 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:37 »
Komponenty układu napędowego statku znajdują się wewnątrz centralnego cylindra modułu SVM, na pierścieniu układu napędowego. Satelita posiada główny system napędowy używający paliwa dwuskładnikowego (Combined Propulsion System - CPS) oraz system mikronapędu (Micropropulsion System - MPS). Łączny pobór mocy przez oba systemy wynosi 24 W.

W skład systemu napędowego CPS wchodzi zbiornik paliwa (hydrazyny monometylowej), zbiornik utleniacza (czterotlenku azotu), zbiornik gazu podnoszącego ciśnienie w układzie (helu), 12 silników oraz uzupełniające linie paliwowe i zawory. System ten służy do uzyskania właściwej orientacji przestrzennej po starcie, kontroli tempa rotacji w fazie lotu do punku L2, wykonywania korekt trajektorii, wykonania manewru wejścia na orbitę wokół punktu L2, kontroli orientacji przestrzennej w trybie bezpiecznym, oraz regularnych manewrów korygujących orbitę wokół punku L2. Zbiorniki paliwa i utleniacza są oparte na zbiornikach satelitów Planck i Herschel (wyniesionych w kosmos 14.05.2009 r i użytkowanych odpowiednio do 23.10.2013 r i 17.06.2013 r). Znajdują się wewnątrz centralnego cylindra, są tam zainstalowane za pomocą rozpór. Masa paliwa i utleniacza wynosi 237 kg. Silniki zostały dostarczone przez firmę EADS-Astrium. Są rozmieszczone w dolnej części modułu serwisowego. Tworzą dwie grupy po 6 silników. Są odpalane w kierunku +/- X pozwalając na obroty wzdłuż pozostałych osi. Tym samym pozwalają na uzyskanie trójosiowej kontroli orientacji przestrzennej. 4 silniki w każdej grupie są kierowane wzdłuż osi -X, a dwa pozostałe - wzdłuż osi +X (pod kątem 45 stopni w stosunku do struktury modułu serwisowego). Każdy silnik zawiera komorę spalania wykonaną ze stopu platyny oraz dyszę mogącą wytrzymać temperatury do 1 500°C. Średnica silnika wynosi 2.85 cm, a średnica dyszy - 35 mm. Nominalna siłą ciągu wynosi 10 N. Może być zmieniana w zakresie 6 - 12.5 N. Impuls właściwy wynosi 291 s. Ciśnienie wtryskowe wynosi 10 - 23 barów a ciśnienie w komorze spalania - 9 barów. Typowa szybkość przepływu paliwa wynosi 3.5 grama na sekundę. Nominalny stosunek paliwa do utleniacza wynosi 1.65, ale może być zmieniany w zakresie 1.2 - 2.1. Trwałość silników jest gwarantowana na 70 godzin oraz 1 milion cykli włączania i wyłączania.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 17:44 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:38 »
System mikronapędu MPS służy do precyzyjnej kontroli orientacji przestrzennej satelity i jego tempa rotacji podczas wykonywania programu naukowego. W skład tego systemu wchodzi moduł dostarczający gaz (Micro Propulsion Feed Module), trzy zestawy mikrosilników (Micro Thruster Assemblies) oraz elektronika kontrolna (Micro Propulsion Electronics). System dostarczający gaz obejmuje dwa zbiorniki azotu oraz linie dystrybucyjne i zawory. Każdy zbiornik zawiera 28.5 kg azotu pod ciśnieniem 310 barów. Linie rozprowadzające gaz mają średnicę 1/8 cala. Zostały wykonane ze stopu tytanu. Przed starem azot został wpompowany do zbiorników przez dedykowany zawór (Fill and Drain Valve). Gaz ze zbiorników jest przekazywany poprzez przekaźnik wysokociśnieniowy (High Pressure Transducer) i zawór zamykający (High Pressure Latch Valve) do dwóch regulatorów ciśnienia (Pressure Regulator) - głównego i wtórnego które redukują jego ciśnienie. Następnie przechodzi przez dwa przekaźniki niskociśnieniowe (Low Pressure Transducer) i zawór zamykający (Low Pressure Latch Valve) do trzech zestawów silników. Każdy zestaw zawiera 4 silniki. Zestawy te są rozlokowane naokoło modułu serwisowego. Silniki zawierają zespół zaworów pozwalających na precyzyjne kontrolowanie wypuszczania azotu przez ich dysze. Pozwala na uzyskanie niewielkiego ciągu, znajdującego się w zakresie 1 - 500 mikronewtonów. Elektronika systemu MPS pozwalająca na kontrolę ciągu poprzez strenowanie pracą zaworów silników składa się z dwóch jednostek. Każda z nich kontroluje jeden łańcuch złożony z zaworów zamykających na liniach wysokiego i niskiego ciśnienia oraz 6 silników. Zmniejsza to prawdopodobieństwo krytycznej awarii całego systemu. Silniki pracują przy ciśnieniu 1 - 2 bara, z tolerancją do 4 barów. Tempo wypuszczania azotu wynosi 0.002 - 1 mikrograma na sekundę. Sprawność silników jest gwarantowana na 500 mln cykli włączania i wyłączania lub 20 000 godzin. Mogą pracować w temperaturze od -20°C do +50°C.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:38 »