Po dotarciu na orbitę roboczą ropoczęła się faza ostatecznej kalibracji wyposażenia naukowego i testów demonstrujących jego pełną operacyjność. Systemy satelity działały w pełni prawidłowo. W celu zoptymalizowania jakości obrazu rzutowanego przez optykę na płaszczyznę ogniskowej jedno ze zwierciadeł drugiego rzędu zostało przesunięte o 3 mikrometry. Podczas testów zastosowany został specjalny tryb skanowania nieba, w którym podczas każdego obrotu satelity jego instrument pokrywał bieguny ekliptyczne. Tym samym wielokrotnie powtarzane pomiary objęły małe pola wokół biegunów, szerokości 1 stopnia. System mapujący niebo dostarczył obrazów nieba, co nie było przewidywane podczas programu naukowego. Jedno z pierwszych zdjęć przedstawiało gromadę gwiazd NGC 1818 w Wielkim Obłoku Magellana. Za pomocą RVS wykonano również pierwsze obserwacje spektroskopowe dobrze scharakteryzowanych gwiazd. Podobne obserwacje wykonał fotometr.
Podczas testów napotkano kilka problemów, które wydłużyły tą fazę misji. Jednym z nich była obecność zamarzniętej wody na powierzchni zwierciadeł teleskopu, co zmniejszało jego transmisyjność. Woda prawdopodobnie znajdowała się we wnętrzu statku przed starem a jej para uwolniła się po przejściu w próżnię. Było to spodziewane, ale ilość powstałego lodu była większa niż zakładano. W celu usunięcia zanieczyszczeń optyka była nagrzewana. Przyniosło to dobre rezultaty.
Ponadto w obrębie płaszczyzny ogniskowej zaobserwowano większy niż szacowano poziom rozproszonego światła. Jego źródłem było prawdopodobnie częściowo Słońce (część światła słonecznego ulegała dyfrakcji na krawędziach osłony przeciwsłonecznej i dostawała się do teleskopu) a czesiowo inne obiekty astronomiczne tworzące rozmyte tło. Efekt powodowany przez światło słoneczne był prawdopodobnie potęgowany przez odbicia powodowane przez lód osadzony na powierzchni osłony termicznej modułu wyposażenia naukowego. W celu zminimalizowania tego efektu rozważno wystawienie modułu PLM na działanie światła słonecznego. Testy laboratoryjne nie pozwoliły jednak na jednoznaczne potwierdzenie, że lód może zwiększać poziom rozproszonego światła, tak więc nie wykonano takiej procedury. Mogła ona być ryzykowna. Zaburzenia wywoływane przez światło rozproszone w obserwacjach astrometrycznych były zaniedbywane dla obiektów o jasności 15 magnitudo i jaśniejszych. Dokładność pomiarów pozycji wyniosła dla nich 25 mikrosekund kątowych. Dla gwiazd o mniejszej jasności powodował degradację w pomiarach ich pozycji. Dla gwiazd o jasności 20 magnitudo (nominalny limit detekcji) błąd ten sięgał 50% (degradacja z 290 mikrosekund kątowych do 430 mikrosekund kątowych). Problem ten wpływał też na dokładność pomiarów fotometrycznych. Dla gwiazd o jasności 20 magnitudo powodował spadek ich precyzji z 4% do 6 - 8%. Dla gwiazd jaśniejszych pomiary takie były wykonywane nadal z bardzo wysoką precyzją 0.4%. Jednak pomiary astrometryczne i fonometryczne nadal były możliwe dla około miliarda gwiazd lub nawet większej ich liczby, z dokładnością ponad 100 razy większą niż osiągnięta podczas misji Hipparcos. Światło rozproszone miało największych wpływy na pomiary za pomocą spektrometru szybkości radialnych, powodując spadek jego czułości o czynnik 1.5. Zespół misji zoptymalizował jednak oprogramowanie pokładowe tak, aby w jak największym stopniu zminimalizować wpływ światła rozproszonego na pomiary RVS. W związku z tym nadal możliwe było ich wykonanie dla około 150 mln gwiazd.
Innym problemem były większe niż oczekiwano zmiany w kącie podstawowym między teleskopami. Dlatego też wykonano szczegółowe pomiary tych zaburzeń, w celu usunięcia ich podczas analizy danych.
Z drugiej strony testy wykazały, że Gaia może wykonywać pomiary astrometryczne i fotometryczne dla gwiazd o jasności nawet mniejszej od 20 magnitudo. Modyfikacje oprogramowania pozwoliły też na wykonywanie obserwacji wszystkich jasnych gwiazd na niebie, również tych które wcześniej były uważane za zbyt jasne.
Faza testów satelity zakończyła się 29 lipca 2014 r. Następnie pojazd rozpoczął wykonywanie programu naukowego.
W czasie realizacji programu naukowego satelita obraca się w tempie 60 sekund kątowych na sekundę (1 obrót na 6 godzin, czyli 4 obroty na dobę) wzdłuż swojej długiej osi, prostopadłej do pół widzenia teleskopów. Tempo rotacji jest precyzyjnie mierzone, dzięki czemu czas integracji na detektorach został do niej dopasowany z dokładnością na poziomie mikrosekundy. W rezultacie w ciągu 6 godzin dwa teleskopy satelity wykonują skan wszystkich obiektów położonych na kole wielkim sfery niebieskiej prostopadłym do osi obrotu. Kąt rozdzielający oba pola widzenia na sferze niebieskiej (kąt podstawowy) to 106.5°, tak więc obiekt wykryty przez jedno pole pojawia w drugim polu po upływie 106.5 minuty. Oś obrotu satelity nie jest wycelowana w stały kierunek w przestrzeni. Podlega precesji z okresem 63 dni, dlatego też koło wielkie mapowane za pomocą dwóch pól widzenia powoli zmienia się w czasie, co pozwala na wykonanie serii pełnych przeglądów nieba w czasie trwania misji. Średnio dla każdego obiektu w czasie trwania misji uzyskanych zostanie 70 obserwacji. W optymalnych warunkach schemat skanowania nieba (określający ewolucję osi obrotu satelity w czasie) powinien dążyć do zmaksymalizowania kąta ξ między Słońcem a osią obrotu w całym okresie prowadzenia obserwacji oraz zmaksymalizowania poziomu jednorodności pokrycia nieba. Pierwszy warunek wynika z faktu, że przesunięcie paralaktyczne gwiazdy przechodzącej przez pola widzenia jest proporcjonalne do sinusa kąta ξ. Przez to większe wartości kąta ξ przekładają się na większe mierzone paralaksy i większą precyzję pomiarów astrometrycznych pod koniec misji. Jednak konieczność zapewnienia stabilności termicznej i odpowiedniej produkcji mocy za pomocą paneli słonecznej ograniczyły wielkość kąta ξ do 45 stopni. Dlatego też najlepszą strategią okazało się pozwolenie osi obrotu na precesję wokół kierunku do Słońca z maksymalnym kątem 45 stopni. Taka kombinacja rotującego satelity, skanującego niebo wzdłuż koła wielkiego oraz precesji osi obrotu nosi nazwę skanowania obrotowego (Revolving Scanning). Metoda ta została zastosowana wcześniej w misji Hipparcos. Szybkość precesji jest na tyle niewielka, że następujące po sobie skany kół wielkich pokrywają się ze sobą w wystarczającym stopniu, a jednocześnie na tyle duża, że w czasie trwania misji wszystkie gwiazdy dostatecznie często wchodzą w pola widzenia. Parametry skanowania nieba są aktualizowane co tydzień, w celu adekwatnego pokrycia obszarów nieba o dużej gęstości obiektów. W czasie 5 lat trwania misji oś obrotu wykona 29 obiegów wokół kierunku do Słońca.
Wątek: Gaia (kompendium) (Przeczytany 19510 razy)