Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 2 (vyšlo 10. ledna, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Superoko Gaia

Radek Beňo

Krátce po zprovoznění čínské měsíční astronomické stanice Čchang-e 3 (viz AB 40/2013) vypustila Evropská vesmírná agentura (ESA)ESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. svůj dlouho připravovaný projekt – sondu GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics). Sonda by měla sloužit především k sestavení precizní trojrozměrné mapy našeho nejbližšího okolí v Mléčné dráze. Gaia tak svým posláním navazuje na dřívější projekt ESA – sondu HipparcosHipparcos – HIgh Precission PAralax COllecting Satellite, astrometrická družice ESA, která byla provozována v letech 1989 až 1993. Proměřovala s vysokou přesností polohy a paralaxy blízkých hvězd. Výsledkem je katalog 120 000 hvězd s vysokou přesností určení polohy a katalog Tycho s dalšími 400 000 hvězdami popsanými s nižší přesností. (HIgh Precision PArallax COllecting Satellite), kterou ESA provozovala v rozmezí let 1989 až 1993 a která měřila hlavní astronomické parametry u přibližně 120 tisíc hvězd v našem nejbližším okolí. Gaia by měla předčit projekt Hipparcos ve všech bodech své mise; z těch nejambicióznějších můžeme jmenovat především zpřesnění polohy asi jedné miliardy hvězd (což je přibližně 1 % všech hvězd v Mléčné dráze) s jasností v rozmezí magnitudMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). 5,7 až 20. Sonda bude operovat na kvaziperiodické dráze (tzv. Lissajousova orbita) s periodou 180 dní kolem Lagrangeova bodu L2Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. soustavy Slunce-Země a její měření bude trvat přibližně 5 let. Celý projekt je plně evropskou záležitostí a jeho příprava stála přibližně 740 milionů eur.

Gaia

Gaia. Zdroj ESA.

ESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008.

Astrometrie – měření poloh a pohybů objektů, zejména hvězd. Určují se dvě úhlové souřadnice na nebeské sféře a z dlouhodobých měření paralaxa hvězdy a z ní její vzdálenost. První systematickou astrometrii hvězd ve větším měřítku provedla sonda Hipparcos (1989–1993), která připravila katalog poloh 118 000 hvězd.

Fotometrie – část astronomie zabývající se zkoumáním a porovnáváním světla z různých zdrojů z hlediska jeho působení na lidský zrakový orgán. Sledované fotometrické veličiny, například jasnost, světelný tok nebo osvětlení zohledňují vedle vlastností dopadajících fotonů fyziologii našeho zraku.

Paralaxa – úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší. Největší je u Proximy Centaury, kde činí 0,76″.

Gaia míří ke hvězdám

Dne 19. prosince 2013 v 9:12 UTC započala Gaia svou cestu ke hvězdám. Sonda byla vypuštěna z kosmodromu ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008., který se nachází v Kouru ve Francouzské Guyaně, za pomoci nosné rakety Sojuz STB Fregat-MT, přičemž hmotnost sondy při startu činila přibližně 2 tuny (710 kg užitečný náklad, 920 kg servisní modul a 400 kg palivo), samotné tělo sondy má toroidální tvar o průměru přibližně 3 metry. Po 43 minutách letu se sonda odpoutala od nosné rakety a vyrazila do přibližně 1,5 milionu kilometrů vzdáleného libračního bodu L2Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky., kterého dosáhne během tří týdnů, tedy právě dnes, 10. 1. 2014. V tomto umístění nejsou pozorování rušena falešnými signály z naší Země. Na své kvaziperiodické orbitě musí sonda jednou za měsíc provést drobný manévr, aby solárními panely plně dobila baterie a zajistila tak „životní podmínky“ pro další měření. Již po opuštění zemské dráhy rozvinula Gaia svůj „plášť“, který má průměr 10 metrů a má sloužit nejenom jako zdroj energie ze solárních panelů umístěných ve spodní části disku, ale především jako „slunečník“, čili tepelný štít, který zachovává provozní teplotu dalekohledů a CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) čipů −115 °C.

Poloha kosmodromu v Kourou

Poloha kosmodromu v Kourou

Sčítání hvězdného lidu

Hlavní náplní mise je měření přesného pohybu hvězd na jejich oběžné dráze kolem středu Galaxie. Měřeno bude přibližně jedno procento hvězd v Mléčné dráze (řádově 100 miliard hvězd) a výsledný 3D katalog poskytne zásadní nástroj při studiu struktury naší Galaxie a jejího formování. Každý pozorovaný objekt bude během pětileté mise změřen 70krát, kdy bude podrobně zaznamenána jeho poloha, vzdálenost, jasnostJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m2m1 = 2,5 log J1 / J2.
a další významné vlastnosti. Přesnost měření je ohromující – pozice objektů do desáté magnitudyMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). budou měřeny s přesností 7″, což je přibližně 200krát přesněji, než bylo měření jejího předchůdce, sondy HipparcosHipparcos – HIgh Precission PAralax COllecting Satellite, astrometrická družice ESA, která byla provozována v letech 1989 až 1993. Proměřovala s vysokou přesností polohy a paralaxy blízkých hvězd. Výsledkem je katalog 120 000 hvězd s vysokou přesností určení polohy a katalog Tycho s dalšími 400 000 hvězdami popsanými s nižší přesností.. Laicky si lze tuto přesnost představit jako měření průměru lidského vlasu ze vzdálenosti 1 000 km! Objekty do patnácté magnitudy pak budou měřeny s přesností 15÷25″ a objekty do dvacáté magnitudy (tedy objekty s jasností asi 400 000krát menší, než je možno vidět lidským okem) s přesností 200″. Nejbližší hvězdy tak budou měřeny s relativní přesností 0,001 %, hvězdy v blízkosti galaktického centra (tedy vzdálené asi 30 000 světelných roků) budou měřeny s relativní přesností přibližně 20 %.

Mezi další významná měření spadá především měření tangenciální rychlosti přibližně 40 milionů hvězd s přesností větší než 0.5 km/s, stanovení atmosférických parametrů pro všechny pozorované hvězdy (efektivní teplota, mezihvězdná extinkceExtinkce – zeslabení světla vzdálených hvězd. Je způsobena pohlcováním světla mezihvězdnou látkou. V galaktické rovině v bezprostředním okolí Slunce jde o průměrné zeslabení o 1,9 mag/1 kpc. Mezihvězdná látka ale není v Galaxii rozmístěna rovnoměrně a na větších vzdálenostech může nabývat i velmi rozdílných hodnot. Velikost extinkce je zhruba nepřímo úměrná vlnové délce světla. Z velkých vzdáleností tedy lépe prochází mezihvězdným prostředím červené světlo a vzdálenější hvězdy se proto jeví červeně. Extinkce je způsobena rozptylem a pohlcováním fotonů na částicích prostředí. Z charakteristik extinkce lze tak přímo zjistit vlastnosti mezihvězdného prostředí, které nás dělí od zdroje světla. ve směru zorného paprsku, povrchová gravitace, metalicita) a stanovení podrobnějšího chemického složení pro objekty s jasností menší než 15. magnituda.

Tento vesmírný průzkum však není omezen pouze na hvězdy. Gaia bude pátrat taktéž po planetách poblíž jasných hvězd (tzv. exoplanetáchExoplaneta – extrasolární planeta, planeta obíhající okolo jiné hvězdy, než je naše Slunce. Jejich existence byla předpovězena dlouhou dobu, první exoplaneta u pulzaru byla detekována v roce 1992, první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti byla objevena až v roce 1995. Do srpna 2018 bylo nalezeno přibližně 3 800 exoplanet. Většinou jde o velká tělesa s hmotností a velikostí jen o málo menší, než mají hnědí trpaslíci.), ledových tělesech vně Sluneční soustavy, hnědých trpaslících, vzdálených supernovách a v neposlední řadě bude mapovat planetkyPlanetka – nesprávně asteroid, malé těleso o rozměrech maximálně stovek kilometrů na samostatné dráze kolem Slunce. Nejvíce planetek se nachází v tzv. Hlavním pásu mezi drahami Marsu a Jupiteru. Obdobná tělesa jsou i v Kuiperově pásu za drahou Neptunu. v naší Sluneční soustavě. Dále je v plánu pozorování přibližně půl milionu kvazarůKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty., což přinese nové, daleko přísnější testy Einsteinovy obecné teorie relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.. Již tento rozsah pozorovaných objektů činí sondu Gaia unikátní nejenom na poli vědeckém.

Přehled mise Gaia

Přehled mise Gaia. Zdroj ESA.

Během plánované životnosti vyprodukuje Gaia přibližně 60 TB komprimovaných (200 TB nekomprimovaných) dat, která budou přijímána na Zemi za pomoci dvou nejcitlivějších parabol Evropské kosmické agentury – přijímačů Cebreros ve Španělsku a New Norcia v Austrálii (průměr parabol 35 metrů). ESA bude muset proto vyvinout velmi účinný software na zpracování tak obrovského množství dat. Data budou zálohována na pracovišti Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově.

Superoko sondy Gaia

Laik promine, srdce technika však zaplesá, když se nyní budeme věnovat přístrojovému vybavení sondy Gaia. Základní experimentální výbava je určena ke třem typům měření – astrometriiAstrometrie – měření poloh a pohybů objektů, zejména hvězd. Určují se dvě úhlové souřadnice na nebeské sféře a z dlouhodobých měření paralaxa hvězdy a z ní její vzdálenost. První systematickou astrometrii hvězd ve větším měřítku provedla sonda Hipparcos (1989–1993), která připravila katalog poloh 118 000 hvězd., barevné fotometriiFotometrie – část astronomie zabývající se zkoumáním a porovnáváním světla z různých zdrojů z hlediska jeho působení na lidský zrakový orgán. Sledované fotometrické veličiny, například jasnost, světelný tok nebo osvětlení zohledňují vedle vlastností dopadajících fotonů fyziologii našeho zraku. a spektrometrii, která společně využívají dvojici dalekohledů.

Jako hlavní pozorovací zařízení nese sonda Gaia dvojici optických dalekohledů (Astro) pevně spojených pod úhlem 106,5°. Sonda se bude na své orbitě otáčet kolem své osy kolmé na tuto dvojici dalekohledů s mírnou precesí (při zachování stejného úhlu vůči Slunci), a tím bude mapovat celou oblohu. Způsob mapování oblohy může čtenář nejlépe pochopit z videa na konci tohoto bulletinu. Každý z dalekohledů má rozměry primárního zrcadla 1,45×0,5 metru, společné ohnisko (zobrazovací plocha) má pak rozměr 1,0×0,5 metru a je v něm 106 CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) čipů, z nichž každý obsahuje pole pixelůPixel (z angl. picture element) – v záznamové technice nejmenší jednotka měřící intenzitu dopadajícího světla, v zobrazovací technice jeden obrazovkový bod. 4500×1966. Celkový počet pixelů je tedy přibližně miliarda, v řeči dnešních fotoaparátů jde o 1 000 megapixelů. Z rozměrů dalekohledů taktéž vyplývá, že jejich světelnost je přibližně 30krát větší než světelnost sondy HipparcosHipparcos – HIgh Precission PAralax COllecting Satellite, astrometrická družice ESA, která byla provozována v letech 1989 až 1993. Proměřovala s vysokou přesností polohy a paralaxy blízkých hvězd. Výsledkem je katalog 120 000 hvězd s vysokou přesností určení polohy a katalog Tycho s dalšími 400 000 hvězdami popsanými s nižší přesností.. Paprsky jsou z dvojice dalekohledů svedeny za pomoci soustavy tří odrazných zrcadel na zobrazovací plochu, která obsahuje soustavy CCD čipů pro astrometrická měření (úhlová poloha), fotometrickáFotometrie – část astronomie zabývající se zkoumáním a porovnáváním světla z různých zdrojů z hlediska jeho působení na lidský zrakový orgán. Sledované fotometrické veličiny, například jasnost, světelný tok nebo osvětlení zohledňují vedle vlastností dopadajících fotonů fyziologii našeho zraku. měření (v modré a červené oblasti spektra) a spektrometrická měření radiálních rychlostí.

Díky vícebarevné CCD fotometriiFotometrie – část astronomie zabývající se zkoumáním a porovnáváním světla z různých zdrojů z hlediska jeho působení na lidský zrakový orgán. Sledované fotometrické veličiny, například jasnost, světelný tok nebo osvětlení zohledňují vedle vlastností dopadajících fotonů fyziologii našeho zraku. (tedy v modrém a červeném oboru spektra) bude možné měřit jasnost hvězd ve spektrálním pásmu 330÷1 000 nm v daném rozsahu magnitud (5,7÷20), přičemž modrá fotometrie pracuje v rozsahu vlnových délek 330÷680 nm, červená pak v rozsahu 640÷1050 nm. Za pomocí těchto širokopásmových fotometrických měření bude možné stanovit již zmíněné základní parametry hvězd, především pak teplotu, hmotnost, stáří a základní složení hvězdy.

Spektrometr radiální rychlosti RVS slouží k měření rychlostí vesmírných objektů podél zorného paprsku (používá se taktéž pojem Dopplerova spektroskopie, jelikož při pohybu hvězdy směrem k pozorovateli, případně od pozorovatele, dochází k Dopplerovu modrému, případně červenému posunu). Spektrometr RVS na sondě Gaia pracuje se spektrálními čarami ionizovaného vápníku (847÷874 nm) s přesností 1÷30 km/s pro magnitudu 11,5 až 17,5.

Při měření sonda rotuje, takže objekty procházejí ohniskovou rovinou s rychlostí 60″ za sekundu. Měření poloh hvězd budou prováděna opakovaně, takže bude možné určit po pěti letech měření paralaxuParalaxa – úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší. Největší je u Proximy Centaury, kde činí 0,76″. hvězd a z ní jejich vzdálenost. Gaia určí polohy hvězd dvěstěkrát přesněji než její předchůdkyně HipparcosHipparcos – HIgh Precission PAralax COllecting Satellite, astrometrická družice ESA, která byla provozována v letech 1989 až 1993. Proměřovala s vysokou přesností polohy a paralaxy blízkých hvězd. Výsledkem je katalog 120 000 hvězd s vysokou přesností určení polohy a katalog Tycho s dalšími 400 000 hvězdami popsanými s nižší přesností..

Přístroje sondy

Dalekohledy a měřicí vybavení sondy Gaia – soustava zrcadel na optické lavici, v pravém dolním rohu je vidět struktura CCD čipů v ohniskové rovině (na zobrazovací ploše). A je 62 CCD čipů pro CCD astrometrii (měření poloh hvězd); B je spektrometr (sloupec 7 CCD čipů pro červenou a 7 CCD čipů pro modrou oblast spektra). C je přístroj RVS pro měření radiálních rychlostí, skládá se z 12 CCD čipů. Zcela nalevo je (zeleně) čtveřice CCD čipů pro základní detekci úhlu a vlnoplochy a vedle je 14 čipů (tmavomodře) určených k detekci hvězdy. Zdroj: ESA

Zajímavostí může být, že akronym GAIA – Global Astrometric Interferometer for Astrophysics, tedy „Globální astrometrický interferometr pro astrofyziku“ vznikl v době (říjen 2000), kdy se zdála interferometrie jako nejlepší možný prostředek pro měření vzdálenosti hvězd. Během doby přípravy mise se však současná technologie vyvinula natolik, že nakonec dostal přednost zobrazovací dalekohled. Technika se tedy změnila, název ale zůstal stejný. Gaia nese mytologické jméno – Gaia je řecká bohyně Země nebo taktéž označení Země samotné. Touto „řeckou terminologií“ taktéž v jistém smyslu navazuje na předešlý projekt ESA – sondu HipparcosHipparcos – HIgh Precission PAralax COllecting Satellite, astrometrická družice ESA, která byla provozována v letech 1989 až 1993. Proměřovala s vysokou přesností polohy a paralaxy blízkých hvězd. Výsledkem je katalog 120 000 hvězd s vysokou přesností určení polohy a katalog Tycho s dalšími 400 000 hvězdami popsanými s nižší přesností., jejíž zkratka připomíná  antického astronoma Hipparcha (asi 190 – 125 př. n. l.), který jako první sestavil veliký katalog hvězd, jenž na svou dobu obsahoval polohy neuvěřitelných 800 hvězd. Jako první taky přišel již v roce 130 př. n. l. s myšlenkou heliocentrického modelu Sluneční soustavy, kterou ale díky nepřesným měřením vyvrátil.

ESA klip představuje sondu Gaia. Zdroj ESA (mp4/h264, 31 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage