sciencetalk

Opmerking moderator

Astrometrie is de discipline binnen de astronomie die zich bezig houdt met het zo nauwkeurig mogelijk vaststellen van de positie, de afstand en de beweging van hemellichamen, met name die van sterren.

Beknopte historie
In de tijd van de oude Grieken was het de beroemde astronoom Hipparchus (klik) die voor het eerst de positie van een aantal sterren met voor die tijd grote nauwkeurigheid (ongeveer een booggraad) in een catalogus vastlegde. 1500 jaar later was het Tycho Brahe die nauwgezet de positie van ongeveer 1000 zichtbare sterren aan het noordelijk halfrond bepaalde, hij kwam tot een nauwkeurigheid van een tot twee boogminuten. Kepler was op basis van de waarnemingen van Tycho in staat zijn beroemde wetten te formuleren, én te verifiëren.
Tycho in zijn observatorium. Bron: Wikipedia

Het duurde dus 15 eeuwen voor de nauwkeurigheid met een factor 30 verbeterde. Daar kwam na het uitvinden van de telescoop verandering in. Flamsteed verbeterde de astrometrische gegevens nogmaals en uiteindelijk was na heel veel inspanningen van diverse astronomen medio vorige eeuw de positie van vrijwel iedere zichtbare ster tot op ongeveer een tiende boogseconde bekend.

Tevens zijn de astronomen vanaf medio 1800 in staat om de afstand van enkele sterren via parallaxmeting vast te stellen. Als de positie van een nabije ster met een tussenpoze van een half jaar wordt gemeten, dan zal men doordat de Aarde zich in die tijd 300 miljoen kilometer in zijn baan om de Zon verplaats, de ster op een andere plaats aan de hemel zien t.o.v. vergelegen achtergrondsterren. Men ziet de ster als het ware een kleine ellips tegen de achtergrond trekken, een spiegelbeeld van de Aardbaan. Met eenvoudige driehoeksmeting is dan de afstand van de ster te bepalen. Als een ster zich op ongeveer 3,26 lichtjaar van de Aarde bevindt, dan is de gemeten hoek precies een boogseconde, een PARallax SEConde, Parsec.
Parallax van een ster. Klik op de afbeelding om de animatie te starten. Bron Esa/mu

Impasse
In de 400 jaar na Tycho verbeterde de meetnauwkeurigheid dus met een factor 1000, maar medio vorige eeuw werd het duidelijk dat nauwkeuriger positie- en afstandsbepalingen vanaf de Aarde niet mogelijk waren. Allereerst is het onze atmosfeer, die het licht van een ster verbuigt en het beeld laat trillen. Maar ook de temperatuurverschillen en de zwaartekracht vervormen de instrumenten en staan een echt hoge precisie steeds meer in de weg. De astrometrie zat in een dip, en tot aan het laatste decennium gebeurde er op dit vlak niet veel bijzonders meer.

Nu lijkt het zo nauwkeurig mogelijk vaststellen van posities van hemellichamen een tamelijk saaie tak van sport, een hobby voor precisiefreaks, maar dat is geenszins het geval. We weten dat -hoewel het uitspansel door de eeuwen heen niet lijkt te veranderen- sterren bewegen, een zogenoemde eigenbeweging hebben. Als wij in staat zouden zijn om de hemel gedurende vele miljoenen jaren te bekijken zouden wij een hoogst dynamisch beeld krijgen van een kolkende en almaar wijzigende massa sterren, als de bijen rond een korf.

En als wij dat zouden kunnen, zouden we aan de hand van de eigenbewegingen ook terugrekenend in de tijd veel meer te weten kunnen komen over het ontstaan en de evolutie van de Melkweg, het sterrenstelsel waarin onze Zon een van de meer dan 100 miljard sterren is.

Standaard maatlat
Maar minstens even belangrijk is, dat alle bepalingen van grotere afstanden in het universum indirect zijn. Slechts van een beperkt aantal sterren is de afstand via parallaxmeting redelijk nauwkeurig direct bepaald. Die indirecte afstandsbepaling werkt basaal als volgt:

De intensiteit van licht is omgekeerd evenredig met het kwadraat van de afstand leerden velen van ons op school. Een basale natuurwet die zich met onderstaande afbeelding eenvoudig laat verklaren. 4 keer zo ver weg is 16 keer minder licht per vakje (of ooglens). Zo is dus eenvoudig aan de lichtsterkte af te lezen hoe ver een lamp van ons af staat. Is deze sterkte een miljoenste van de sterkte die we op 1 meter meten, dan is de afstand tot de lamp de wortel uit 1 miljoen maal 1 meter, dus 1 kilometer (invloed van de atmosfeer buiten beschouwing gelaten).


De lichtintensiteit is omgekeerd evenredig aan het kwadraat van de afstand

Bij het bepalen van de afstanden in het heelal wordt veelvuldig van deze natuurwet gebruik gemaakt. We meten de hoeveelheid licht die we nog van een ster ontvangen (de schijnbare magnitude), en als we weten hoeveel licht de ster het heelal in jaagt (de absolute magnitude), kunnen we de afstand tot de ster eenvoudig uitrekenen.

Binnen de groep feitelijk aan de hand van hun parallax gemeten sterren bevinden zich sterren waarvan bekend is dat hun helderheid volgens een vast patroon varieert, en die helderheidsvariatie blijkt afhankelijk van hun absolute magnitude. Deze sterren worden Cepheïden genoemd, klik.

Met deze kennis is het mogelijk om van dit type sterren die te ver weg staan om hun afstand direct te meten aan de hand van hun veranderlijke helderheid hun absolute helderheid te bepalen en aan de hand van hun schijnbare magnitude hun afstand af te leiden.

De afstandsbepaling van ver gelegen sterren is zo dus wel volkomen afhankelijk van de nauwkeurigheid waarmee deze van dichtbij zijnde sterren wordt vastgesteld. Zitten er meetfouten in de parallax van dichtbij zijnde sterren, dan zijn de afstanden van vergelegen sterren niet nauwkeurig, en is die afstand niet nauwkeurig, dan is de berekende helderheid onnauwkeurig, en daarmee de grootte en de massa van de ster en daarmee onze kennis van de processen binnen de ster, de leeftijd en levensduur van de ster et cetera.

Astrometrie is het fundament van de astronomie. Zonder goede gegevens over de afstanden en de snelheden van hemelobjecten staat het vele dat hiervan is afgeleid ter discussie.

Hipparcos
Begin 90er jaren werd de impasse in de astrometrie doorbroken met de lancering van de Europeese Hipparcos (klik), de "High Precision Parallax Collecting Satellite", de naam is tevens een eerbetoon aan de beroemde Griek. Deze satelliet, die in de ruimte geen last had van atmosferische verstoringen, vervorming door zwaartekracht en te grote temperatuurverschillen, heeft van ongeveer 120.000 sterren de positie met een nauwkeurigheid van een milliboogseconde, en de afstand en eigenbeweging van een groot aantal sterren met hoge precisie bepaald.

Een verbetering met een factor honderd tov de beste metingen op Aarde. De uit de waarnemingen resulterende Hipparcos en Tycho catalogi zijn tot op heden de meest nauwkeurige bronnen die door honderdduizenden wetenschappers worden geraadpleegd, en liggen aan de basis van duizenden wetenschappelijke papers. Ruim 100.000 sterren klinkt als veel, maar het is minder dan een miljoenste van het aantal sterren in de Melkweg. De sterren waarvan de afstand is bepaald liggen allemaal in astronomische termen net over de drempel.
De historie van de precisie van astrometrische waarnemingen. Bron: Esa.

Astrometry to the max
Gaia, een ruime week geleden gelanceerd, is het ultieme astrometrische observatorium. Wederom is een spectaculaire verbetering van de precisie én het bereik te verwachten. We mogen nu dromen over hoeken van 10 miljoenste boogseconde, de dikte van een haar op 1000 kilometer of een Euro op de Maan. En wat wij met die enorme nauwkeurigheid allemaal kunnen zien en te weten komen, is spectaculair.

De resultaten zouden wel eens tot de belangrijkste in de astronomie kunnen gaan behoren. Mogelijk zullen we meer te weten komen over zaken die met astrometrie niets te maken lijken te hebben, zoals de klimaathistorie van de Aarde, gevaren die onze planeet bedreigen, exoplaneten, bruine dwergen, de Oortwolk, planetoïden en veel meer.

Daarover meer in het vervolg.

(Vervolg)


Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) wordt vaak een ruimtetelescoop genoemd, maar het is in feite een astrometrische scanner met twee identieke telescopen aan boord.

Gaia. Bron: esa

Werkingsprincipe:

Op een frame zijn onder een nauwkeurig bepaalde hoek twee rechthoekige hoofdspiegels gemonteerd. Via hulpspiegels worden de twee beelden van de hoofdspiegels tegelijkertijd geprojecteerd op dezelfde sensor. Gaia roteert om haar as en scant zo de hemel, terwijl beide projectiebeelden van de sterren deze sensor passeren. Omdat de hoek tussen beide telescopen bekend is, kan de boogafstand tussen de beeldpunten van de sterrenbeelden van beide projecties worden bepaald. Door deze meting enige tijd later te herhalen, kunnen onderlinge verplaatsingen van sterposities worden gemeten.
  Klik op de afbeelding voor grotere weergave. Stel dat de beeldjes van twee sterren, van beide spiegels een, samenvallen (links). Dan is daarmee bekend dat die twee sterren onderling een hoekafstand hebben gelijk aan 4 maal de hoek h van de spiegels. Als later bij een hernieuwde waarneming van dezelfde sterren (rechts) blijkt dat de beeldjes niet meer samenvallen, heeft een van hen, of hebben beide, ten opzichte van elkaar bewogen. In dit geval is s2 een stukje naar rechts verplaatst. Dit is een vereenvoudigde weergave van de werking, Gaia gebruikt meer spiegels. Bron: M.U.

De constructie:

Gaia is een technisch hoogstandje, dat een ongekende astrometrische precisie kan halen. Dat vereist dat het instrument zo stabiel en nauwkeurig mogelijk moet zijn. Dat houdt onder meer in:
<ul class="bbcol decimal">[*]Geen verstoring/verbuiging van beelden door een atmosfeer
[*]Geen verstoring door zwaartekracht die inwerkt op het instrument
[*]Zo stabiel mogelijke omgevingstemperatuur
[*]Geen bewegende onderdelen (trillen, zwaartepuntverplaatsing)
[*]Zo min mogelijk last van krimp of uitzetting
[*]Ultieme precisie bij de hoek waaronder de spiegels staan
[*]Koele sensoren
[*]Grote brandpuntsafstand (= sterke 'vergroting')
[*]Grote lichtsterkte, grote sensor
[/list]Aan de eerste twee eisen is vanzelfsprekend voldaan, Gaia bevindt zich in de ruimte.


De derde eis houdt in, dat Gaia nooit door de slagschaduw van de Aarde mag gaan, en zich altijd in het volle zonlicht moet bevinden, zodat de temperatuur zo constant mogelijk blijft. Tegelijk moet het instrument zelf koel blijven.


Aan de vierde en vijfde eis wordt voldaan door beide spiegels onder een vaste hoek te monteren op een achtkantig buizenframe van siliciumcarbide. Dit materiaal heeft naast grote sterkte en een geringe massa het belangrijke voordeel dat het nauwelijks krimpt of uitzet als de temperatuur varieert. Ook de hoofdspiegels zijn van SiC gemaakt, evenals andere onderdelen die allemaal vast op het frame zijn gemonteerd. Siliciumcarbide is ook wel bekend onder de naam carborundum, een materiaal dat vanwege haar enorme hardheid in slijpschijven en schuurpapier wordt gebruikt. De hoofdstructuur van het meetgedeelte, de twee hoofdspiegels alle hulpspiegels en prisma's en de detector (rechtsonder) zijn vast gemonteerd op een ring van SiC buizen. Bron: Esa


Aan de zesde eis wordt voldaan omdat de hoek tussen de spiegels is vastgezet op 106,5 graden en deze hoek continue via interferentie van twee laserstralen gemeten wordt door een Nederlands instrument, de basic Angle monitor. Verwacht wordt dat de hoek tussen de spiegels nooit meer dan 7 miljoenste boogseconde zal wijzigen (7 µas). De basic Angle monitor zal continu de interferentiepatronen meten en de gegevens worden naar de Aarde gestuurd zodat de metingen eventueel gecorrigeerd kunnen worden voor minieme hoekverschillen. Ook de spiegels kunnen minieme vervormingen ondergaan, dit wordt gecontroleerd door het tweede Nederlandse instrument, de wave front detector, zodat ook deze vervormingen later kunnen worden gecorrigeerd in de ontvangen data.


De sensoren van punt 7, die het schaarse licht van de sterren moeten opvangen zijn het gevoeligst bij een lage temperatuur. Daarom is Gaia aan de kant die altijd richting de Zon staat voorzien van een 10 meter grote parasol met diverse isolatielagen, zodat het eigenlijke instrument zich altijd in de schaduw bevindt, en rond het instrument zelf zit een cilindervormige isolerende 'tent' met twee kijkgaten voor de spiegels. De verwachting is dat het instrument zelf stabiel op een temperatuur van -100 graden Celsius blijft.


De grote brandpuntafstand (35 meter) wordt bereikt door het licht heen en terug te laten kaatsen via een complex stelsel van spiegels, zodat het geheel toch past in een cilinder van 3 meter diameter. Hierdoor is het oplossend vermogen (de kleinste hoek tussen twee sterren die nog gemeten kan worden) zeer groot.


De hoge lichtgevoeligheid en hoog oplossende vermogen van Gaia worden verder bereikt door een samenspel van factoren; beide hoofdspiegels zijn ruwweg 1,5 bij 0,5 meter, en het optisch vlak dat het licht opvangt bestaat uit 106 zeer gevoelige CCD sensoren. Iedere sensor heeft 4500 bij 1996 pixels van 10 µM bij 30 µM. Met bijna 1 gigapixels en bijna een halve vierkante meter oppervlak is het de grootste detector ooit in de ruimte gebruikt.

De lichtgevoeligheid laat detectie van hemellichamen tot magnitude 20 (ongeveer een miljoen keer zo gevoelig als het menselijk oog) toe.


Gaia bestaat in feite uit drie instrumenten, die gemeenschappelijk gebruik maken van een groot deel van het instrumentarium. De hoge integratie voorkomt naast hogere kosten ook veel foutbronnen en complexiteit. De instrumenten zijn:

- Het astrometrisch instrument

Dit bestaat uit twee onderdelen, de star mapper en de astrometrische detector. Deze detector bestaat uit 62 CCD chips en ontvangt simultaan de beide beelden van de spiegels, over elkaar heen geprojecteerd. Hiermee wordt de (variatie van de) booghoek tussen de sterren, geprojecteerd door beide spiegels, bepaald.

Om uit elkaar te kunnen houden welk beeld bij welke spiegel hoort is er de star mapper die uit twee kolommen van 7 ccd's bestaat die ieder het beeld van één spiegel vastleggen. Hierdoor is bekend welke spiegel welke sterrenafbeeldingen ontvangt. Het astrometrisch instrument kan echter zo dus alleen de bewegingen tussen sterren in een plat vlak vastleggen, voor 3-d beeld is er meer nodig:

- De radial velocity spectrometer

12 CCD's zorgen voor het zien van 'diepte' om zo een driedimensionaal beeld van de sterbewegingen te kunnen vastleggen. Dit werkt via de zogeheten 'radiale snelheid methode'. Het licht van de spiegels wordt door een filter geleid dat alleen een beperkte bandbreedte van 847 tot 875 nanometer doorlaat, en een prisma maakt hiervan een spectrumbeeld waarin de calcium lijnen op 849,8 854,2 en 855,2 nanometer worden vastgelegd. De blauw- of roodverschuiving van deze lijnen is een maat voor de snelheid waarmee de ster naar ons toe of van of af beweegt. Zie de animatie. Klik even om hem te starten.

De rood- en blauwverschuiving van drie absorptielijnen in het spectrum a.g.v. de rotatie van een ster. Klik om te starten. Bron: Esa

- Het fotometrisch instrument

Met dit instrument worden de sterren geclassificeerd naar samenstelling, zodat stertype, massa, temperatuur en de absolute lichtsterkte kunnen worden bepaald. Twee kolommen CCD's, ontvangen het licht dat door verschillende filters en prisma's is geleid.

Een kolom ontvangt licht in het rode deel van het spectrum (640-1000 nm) en de andere kolom in het blauwe deel (330-680 nm). Tezamen ontvangen ze alle elektromagnetische straling in het zichtbare- en nabij infrarode deel van het lichtspectrum, waarvan de energiedistributie per golflengte kan worden vastgesteld, en daarmee genoemde fysische eigenschappen van de ster kunnen worden achterhaald.

De enorme beelddetector bestaat zoals beschreven uit verschillende onderdelen voor de diverse functies. Bron: Esa


Het beeld van de sterren wordt door de trage rotatie van Gaia over de diverse sectoren van de beelddetector gezwiept. Eerst wordt de sky mapper van beelden voorzien, dan het astrometrisch vlak, en vervolgens passeert het licht de blauw- en roodgevoelige sensoren. Voor de basic angle monitor en de wave front sensor zijn twee paren van sensoren aangebracht.


De drie instrumenten werken ook nauw samen, zo zullen de beelden van de skymapper vergeleken worden met de beelden van het astrometrisch instrument. Belichte pixels die slechts bij een van de beelden voorkomen (bijvoorbeeld door het invallen van een energetisch deeltje, of door ruis) worden zo weggefilterd. Soortgelijke cross-checks vinden er ook plaats tussen de andere instrumenten.


Ik had al vermeld dat Gaia altijd met haar parasol naar de Zon wijst (onder een hoek van 45 graden), en niet in de schaduw van de Aarde mag terechtkomen. Gaia heeft dan ook een bijzondere baan. Ze draait in een ellips rond het L2 Lagrange punt. Dat punt ligt 1,5 miljoen kilometer van de Aarde. Hier een animatie van haar bijzondere baan, klik er even op om haar te starten. Het laden kan even duren.

De Lissajousbaan van Gaia in L2. klik om de animatie te starten. bron: Esa

[edit]
Nu valt mij pas een blunder in de animatie op. Gaia kijkt de verkeerde kant op. De payload module bevindt zich altijd in de schaduw van de parasol, afgeschermd van Zon-, Aarde- en Maanlicht.
[/edit]


Hoe nauwkeurig Gaia is, en welke metingen er mee kunnen worden gedaan, wat daarbij allemaal komt kijken en welke resultaten we mogen verwachten in het vervolg.

(vervolg)

De baan van Gaia

De baan van Gaia is een merkwaardige. Gaia draait om de Zon, maar op een heel bijzondere plaats, Lagrangepunt 2 (zie ook even de animatie in het vorige stukje). Als een satelliet in een grotere baan om de Zon draait dan de Aarde, dan doet zij over de omloop meer dan een jaar. Maar als dezelfde satelliet ook beïnvloed wordt door de aantrekkingskracht van de Aarde vermits deze in dezelfde richting werkt als de Zon, dan neemt de totale aantrekkingskracht richting Zon toe, en dan zal deze omloopduur weer moeten afnemen.

L2 is zó gekozen dat de aantrekkingskracht van de Aarde de omloopduur van een satelliet zoveel versnelt dat de omloop, ondanks de grotere afstand tot de Zon, precies een jaar duurt. Die plaats ligt op 1,5 miljoen kilometer van de Aarde, achter de volle Maan. Een ideale plek om een satelliet te plaatsen, omdat de afstand en de hoek tot de Zon én de Aarde niet wijzigt en zo de parasol straling van de Zon en de Aarde altijd afschermt. Meer over de berekening van zo'n Lagrangepunt vind je hier . De formule waarmee L2 wordt berekend vind je in de eerste afbeelding, klik er even op om hem groot weer te geven.


Hiermee zijn we er nog niet. Zou Gaia zich exact in L2 bevinden, dan zou zij altijd de Aarde tussen haar en de Zon aantreffen, en een permanente (bijna) totale zonsverduistering zien. Gaia moet altijd het volle zonlicht zien, zodat haar fotocellen permanent energie leveren. Daarom wordt Gaia in een soort elliptische baan rond het Lagrangepunt geplaatst, buiten de schaduw van de Aarde zodat de parasol altijd zonlicht ontvangt. Meer over zo'n complexe baan rond een Lagrangepunt vind je hier

Gaia draait in een Lissajousbaan rond het L2 punt, buiten de schaduw van de Aarde. NIET op schaal. Bron: mu

Positionering en correctie

Deze baan om dit Lagrangepunt is theoretisch stabiel, maar ieder foutje in de positie of snelheid groeit vanzelf uit tot een grotere fout, te vergelijken met een knikker die bovenop een biljartbal is gelegd. Alles dat zo'n baan rond L2 beschrijft wordt op den duur vanzelf uitgeworpen. Gaia moet dus regelmatig zeer subtiel worden bijgestuurd. Daarvoor heeft het 3 groepen van 4 microthrusters aan boord.

Dit zijn uitermate subtiele 'raketjes' die een stuwkracht leveren van minimaal een miljoenste Newton door het uitblazen van 2 duizendste miligram stikstof. Ter vergelijking, Gaia weegt ongeveer 2 ton. De stuwkracht van een busje haarlak is hiermee vergeleken gigantisch.

Door miljoenen keren een of meer van deze thrusters kort te laten werken worden de positie en de rotatie van Gaia binnen zeer nauwkeurige toleranties gehouden.

Microthrusters die Gaia in positie moeten houden. Bron: Esa


Gaia moet uitermate precies in dezelfde stand gehouden worden. Daarvoor zijn er naast enkele optische gyroscopen (bewegende delen zijn immers uit den boze) een aantal star trackers aan boord, evenals een aantal precisie zon trackers. Maar ook de skymapper zal een belangrijke rol spelen in de correcte positionering.

Twee atoomklokken met een Rubidium cel zorgen voor een extreem nauwkeurige timing (de vereiste precisie is beter dan 1 miljardste seconde per rotatie van 6 uur). Deze vijf groepen instrumenten tezamen met heel wat complexe electronica zorgen dat de microthrusters de juiste stuwkracht leveren om het instrument zeer nauwkeurig in positie te houden.


Een star tracker is te vergelijken met een zeer precieze camera; er worden continu beelden genomen van de helderste sterren en deze worden aan de hand van hun onderlinge afstanden geïdentificeerd en vergeleken met de posities van deze sterren in een database aan boord. Na wat rekenwerk kan zo de positie van Gaia worden bepaald. De wat betere amateurtelescopen bepalen ook op deze wijze aan de hand van een paar sterren waar ze zich bevinden, en stellen zich automatisch in.

Startrackers vergelijkbaar met die welke in Gaia worden gebruikt. Bron: Esa

Een Rubidium Atomic Clock Module, die de timing bijhoudt. Bron: Esa

Vergaren van beelden

Gaia roteert eens in de zes uur rond haar as, en ze draait in een jaar om de Zon. Verder ondergaat haar rotatie-as een precessiebeweging van 63 dagen, deze as schommelt dus, zoals bij een tol. Ondanks de precessie zal de hoek van Gaia tov. de Zon altijd precies 45 graden blijven, zodat de temperatuur in het instrument zo stabiel mogelijk blijft.

Gaia's 'scanning law'. De precessie van haar rotatie-as is zo gekozen dat Gaia altijd een onder hoek van 45 graden ten opzichte van de Zon staat. Bron: Esa


Deze bewegingen tezamen zorgen ervoor dat Gaia na verloop van tijd het hele uitspansel heeft gescand, en in de geplande duur van haar missie zal zij iedere ster tot magnitude 20 zeventig keer hebben waargenomen:

Animatie van de scanning door Gaia. Bron:Esa/mu

Een gigantische klus

Aan het einde van haar missie zal Gaia de positie, de afstand, de eigenbeweging en fysieke parameters zoals massa, temperatuur en chemische samenstelling van een miljard (!) sterren zeventig keer hebben verzameld, en van naar schatting 150 miljoen sterren de radiale snelheid (naar ons toe en van ons af) hebben bepaald, en dat allemaal met een tot nu toe ongehoorde nauwkeurigheid.


De hoeveelheid data die Gaia met haar gigapixel camera gaat verzamelen is duizelingwekkend. Een gigantische rekenklus door een aantal computergrids van het Dpac (klik) aan al deze gegevens zal moeten plaatsvinden omdat er teruggerekend moet worden tbv. correcties voor de omloopbaan van Gaia, voor haar rotatie, voor de precessie van haar rotatie-as, voor de eigenbeweging van de sterren waarop de starpointers gericht zijn, zelfs correcties ten gevolge van de Algemene relativiteit (waarover later meer) moeten worden gedaan, een megaklus.


Maar zelfs dan zijn we er nog niet, want we hebben dan tenslotte slechts de onderlinge -dus relatieve- posities en bewegingen van en tussen een miljard sterren vastgelegd.

Decor

Er is behoefte aan een vaste niet bewegende achtergrond waarvoor zich dit hele spel van myriaden bewegingen afspeelt. Dat 'decor' is immers nodig om te kunnen bepalen wat de absolute stand en positie van Gaia was, en wat de posities en bewegingen van de sterren in absolute zin zijn. En zo'n vast decor bestaat, zoals velen die hier vaker berichten lezen weten, niet in het heelal.


Maar gelukkig is er 'bijvangst'. Een instrument dat tot magnitude 20 de hele ruimte afscant zal ook stuiten op extreem ver gelegen objecten als quasars. Een quasar is de ongehoorde hoeveelheid elektromagnetische straling (waaronder zichtbaar licht) die een superzwaar zwart gat in een jong sterrenstelsel tijdens zijn vreetpartij van materie morst, en dan de ruimte inslingert. De hoeveelheid straling is zo enorm, dat quasars tot aan bijna de rand van het zichtbare universum kunnen worden waargenomen. En iets dat zo vreselijk ver weg staat, zal nauwelijks lijken te bewegen.


Theoretische aannames leiden tot het inzicht dat deze extreem ver gelegen quasars een eigenbeweging hebben van minder dan een miljoenste boogseconde per jaar, en dat is zelfs voor Gaia niet te meten. De lichtpuntjes van naar schatting een miljoen(!) quasars zullen dan ook worden gebruikt als 'vaste' achtergrond zodat er na heel veel rekenwerk uiteindelijk een 3d atlas zal onstaan van de 'absolute' beweging en positie van een miljard sterren ten opzichte van dit 'quasardecor'.


Wat je aan al die gegevens hebt, welke hoogst interessante 'bijvangst' Gaia nog meer zal verzamelen en wat de betekenis zou kunnen zijn voor de astronomie in het volgende bericht.

(vervolg)


Strek je arm, en kijk naar je duimnagel. De hoek tussen de linker en rechterkant is ongeveer 1 booggraad. Een boogseconde is 3600 keer zo klein als een graad. Gaia meet hoeken tot 10 miljoensten van een boogseconde (10µas). Dat is:

• de diameter van een atoom in die duimnagel
• de diameter van die duimnagel op de Maan
• de diameter van de Maanbaan op 1700 lichtjaar
• de diameter van de Aardbaan aan de overzijde van de Melkweg
• de diameter van de baan van Pluto in de Andromedanevel

De nauwkeurigheid van Gaia levert dan ook het volgende -spectaculaire- lijstje verwachtingen op:


Melkweg:

• Verricht metingen aan 1 miljard sterren
• Posities en bewegingen van hemellichamen met een precisie van beter dan 20 µas tot magnitude 15
• Posities en bewegingen van hemellichamen met een precisie van beter dan 200 µas tot magnitude 20
• De radiale snelheid van 150 miljoen hemellichamen tot magnitude 17
• De fysieke parameters als massa, temperatuur, chemische samenstelling van alle sterren tot ten minste 160 lichtjaar afstand, samen met hun positie en eigenbeweging
• Vindt alle zonachtige sterren tot een afstand van 650 lichtjaar
• Meet nauwkeurig de variabiltiteit van tientallen miljoenen sterren, zoals Cepheïden, en RR Lyrae sterren
• Meet duizenden dubbelsterren die elkaar bedekken, en leidt daaruit de massa en baangegevens uit af
• Bepaalt de leeftijd van de omgeving rond de zon door metingen aan de afkoeling van witte dwergen
• Ontdekt naar verwachting meer dan 50.000 "Bruine Dwergen"

Exoplaneten:

• Vindt alle exoplaneten met een massa gelijk aan Jupiter binnen 650 lichtjaar afstand
• Meet enige duizenden planeetovergangen (exoplaneten die voor hun ster langs gaan)
• Meet aan de hand van het 'wiebelen' van de moederster nog veel meer exoplaneten die te lichtzwak zijn om door Gaia gezien te worden.
• Zal hierdoor naar verwachting 10.000 tot 20.000 exoplaneten ontdekken

Zonnestelsel:

• Observeert in totaal meer dan 250.000 astroïden waarvan een flink deel nieuwe-
• Meet de baangegevens van enige duizenden "aardscheerders", waarvan een flink deel nieuwe-
• Ontdekt en meet de baangegevens van vanuit de Aarde onzichtbare planetoïden die dicht rond de Zon draaien
• Ontdekt een aantal "Trojanen", "Centaurs" en "TNO's" in het Zonnestelsel
• Geeft ons meer inzicht in de mysterieuze Oortwolk

Overige:

• Ontdekt naar schatting meer dan 20.000 novae in andere sterrenstelsels
• Ziet/ontdekt naar schatting tot een miljoen Quasars
• Doet precisiemetingen aan donkere materie
• Zal de effecten van Einsteins Algemene Relativiteit tot ongekende precisie meten
• Zal de structuur van de ruimtetijd in de omgeving in groter detail in beeld brengen

Veel en nauwkeurig, dat zijn de kernbegrippen van astrometrie, en van Gaia.


De hele bovenstaande lijst tot in detail bespreken wordt teveel, ik zal een aantal punten wat nader toelichten. In dit stukje eerst wat meer over het primaire doel van Gaia, de Melkweg:


We weten inmiddels, dat de Melkweg van vorm verandert, en dat sterren waaronder de Zon, migreren tussen de spiraalarmen. De metingen van Gaia's voorganger Hipparcos lijken er op te wijzen dat de Zon zich in de afgelopen 500 miljoen jaar vier keer door (de tussenruimte van) de spiraal armen heeft verplaatst.

Periodes waarin de Zon zich tussen die armen bevond lijken overeen te komen met extreem koude periodes in de Aardse geschiedenis. Gaia zal in staat zijn de metingen van Hipparcos sterk te detailleren, en te bevestigen of te verwerpen. Mocht het beeld correct zijn dan leren wij hierdoor dus ook meer over het Aardse klimaat in het verre verleden, en wordt het een zware klus de invloed van dit fenomeen op het klimaat uit te leggen.

De reis van de Zon door de Melkweg in 500 miljoen jaar op basis van de metingen van Hipparcos. Bron: Esa/mu


Eveneens mede op basis van metingen van Hipparcos wordt het waarschijnlijk geacht dat de Melkweg niet geleidelijk is ontstaan, en deels door botsingen van kleinere sterrenstelsels tot haar huidige omvang is gekomen. Binnen de Melkweg zijn de restanten van dergelijke botsingen nog steeds zichtbaar als lange stromen sterren met een afwijkende snelheid of van een ander type of leeftijd.

Er lijken armen te zijn met voornamelijk oude- en armen met voornamelijk jongere sterren, een tweede hint naar mogelijke samensmeltingen. Verondersteld wordt dat het nabije Sagittarius sterrenstelsel in de voorgaande 2,5 miljard jaar onze melkweg al twee keer heeft gekruisd, en dat over een tiental miljoen jaren weer zal doen. Langzaam wordt Sagittarius uiteen getrokken en opgevreten door de Melkweg terwijl er ook grote gasstromen zijn vanuit de twee Magelhaense wolken (twee dwergstelsels dichtbij) naar de Melkweg.

Sagittarius wordt uiteen getrokken en in de toekomst opgevreten door de Melkweg.


Naar verwachting zullen de gegevens van Gaia veel meer inzicht geven in de evolutie van de Melkweg (en andere sterrenstelsels), evenals meer duidelijkheid over de exacte vorm, want daarover bestaat nog heel veel onduidelijkheid.


De sterren roteren rond de centrale bult (het gallactisch centrum) van de melkweg met een snelheid van ruwweg 240 kilometer per seconde. We hebben redelijk nauwkeurige schattingen van de massa van de sterren en het gas in de Melkweg, en daaruit volgt, dat die omloopsnelheid veel te hoog is; de sterren zouden uit de Melkweg geslingerd moeten worden. Dezelfde waarneming zijn gedaan bij andere sterrenstelsels; het lijkt dan ook een universeel fenomeen.


Dus is de voorlopige conclusie dat de massa van de Melkweg veel groter moet zijn dan die van de zichtbare materie. Maar liefst 85% van alle materie in de Melkweg moet onzichtbaar zijn.


Gaia zal met haar precisie meer kunnen onthullen over de snelheden, en de benodigde en feitelijke hoeveelheid materie. Op basis van de bewegingen van miljoenen sterren, dichtbij en ver weg, en de kromming van de baan van hun licht door de omringende massa zal zij meer inzicht geven over waar die 'donkere materie' zich precies in welke concentratie bevindt.

Vooralsnog wordt aangenomen dat deze materie zich grotendeels in een min of meer bolvormig gebied, rond de Melkweg, de halo, ophoudt. Zie voor donkere materie ook dit en de daarop volgende berichten.

Schets van de Melkweg met haar veronderstelde halo van donkere materie. Bron: Matthew Newby


Bruine dwergen zijn vreemde objecten, te klein voor een echte ster en te groot voor een planeet, een soort 'missing link' tussen ster en planeet. Om de thermonucleaire fusiereacties op te kunnen wekken die iedere ster laten 'branden' is een minimale massa vereist om de gigantische druk en temperatuur in het centrum van een ster te kunnen opwekken.

Sterren met een massa van meer dan 75 keer die van de planeet Jupiter ontwikkelen voldoende druk om waterstof te laten fuseren tot helium. Objecten lichter dan 13 keer de massa van Jupiter zijn planeten.


En tussen deze maximale en minimale massa bevinden zich 'mislukte' sterren, de bruine dwergen, die overigens niet bruin zijn maar meestal roodachtig.

Het is niet zo dat bruine dwergen helemaal niet in staat zijn tot kernfusie en dus geen licht geven, zoals vaak wordt gemeld. Er is wel een bescheiden fusie die zich meestal beperkt tot die van 'zwaar waterstof', deuterium, en die reactie verloopt traag en met opwekking van bescheiden hoeveelheden energie. Aan de buitenzijde zijn bruine dwergen vaak niet heter dan ongeveer 1000K. En dus zijn ze door hun geringe afmetingen (vergeleken met een ster) en bescheiden, voornamelijk infrarode, straling zeer lastig te vinden.


Er zijn schattingen dat het aantal bruine dwergen gelijk of zelfs groter moet zijn dan het aantal sterren. Gaia zal de bruine dwergen vrijwel nooit direct kunnen zien, het merendeel moet lichtzwakker zijn dan magnitude 20, maar aan het wiebelen van de moederster waar omheen een bruine dwerg draait, kan de aanwezigheid van zo'n vreemd object worden afgeleid. Gaia zal er naar verwachting tienduizenden van vinden.

Opname van Gliese 229B. Een bruine dwerg die om haar moederster draait. Bron: Caltech, Nasa


Samengevat zal Gaia ons dus veel meer inzicht geven in het onstaan, de samenstelling, de evolutie, de dynamiek en de toekomst van onze Melkweg en menig huidig inzicht bevestigen of tegenspreken. Nieuwe ontdekkingen zijn zeker te verwachten. Hieronder een afbeelding van wat parameters van Gaia geprojecteerd over de Melkweg.

Nauwkeurigheid en afstanden astrometrie Gaia. Klik voor grotere afbeelding. Bron: Esa


In het vervolg zoeken we het wat dichter bij huis en gaan de interessante 'bijvangst' van Gaia nader onder de loep nemen.

(vervolg)


Gaia heeft als primaire missie het bestuderen van de Melkweg. Maar een instrument dat het gehele uitspansel tot magnitude 20 zeventig keer met hoge precisie scant levert natuurlijk 'bijvangst' op, daarover hier wat meer.


Een van de resultaten zou het zó nauwkeurig bepalen van de baangegevens van sterren in de omgeving kunnen zijn, dat te berekenen valt of, en zo ja wanneer, bepaalde sterren zeer dicht in de buurt van het zonnestelsel gekomen zijn. En dat zou dan belangrijke informatie op kunnen leveren:

Oortwolk

Rond ons zonnestelsel, zo opperde de Nederlandse sterrenkundige Oort in 1950, zou zich een gigantische wolk met meer dan een biljoen (duizend miljard) kometen ophouden, de Oortwolk. Deze wolk van kometen, die voornamelijk uit ijs ammoniak koolmonoxide en methaan bestaan, vormt de werkelijke rand van het Zonnestelsel en is een overblijfsel van de protoplanetaire schijf waaruit de Zon en planeten zijn ontstaan. De afstand van de Oortwolk tot de Zon is enorm, men schat ongeveer 1 tot 3 lichtjaar (een lichtjaar is ruwweg 10.000 miljard kilometer).

De Oortwolk is ver weg. Sedna is mogelijk een van de meest nabije componenten van deze wolk. Klik op de animatie om deze te starten. Bron: mu


Redenen voor deze aanname zijn, dat er geregeld kometen onze omgeving opzoeken (zoals zeer recent de Ison komeet) met een dermate langgerekte baan, dat hun grootste afstand tot de Zon zich vér buiten de baan van Pluto moet bevinden. Dergelijke kometen moeten dus een omlooptijd van duizenden jaren hebben. Maar toch zouden ook dergelijke lang periodieke kometen in 4,6 miljard jaar al zo vaak in de buurt van de Zon zijn gekomen dat ze al lang volledig vernietigd hadden moeten zijn (zoals zeer recent inderdaad met Ison gebeurde, daar is niets meer van over).


Dus veronderstelt men moet er uit die Oortwolk om nog niet opgehelderde redenen af en toe een komeet zo verstoord worden dat hij in een baan naar het binnenste van het Zonnestelsel gedwongen wordt.

Een van de verklaringen voor deze verstoring is de massa van de Melkweg zelf. Net zoals de Maan op Aarde getijden veroorzaakt, doet de massa van de Melkweg dat ook. In de buurt van de Aarde is het effect verwaarloosbaar, maar op een lichtjaar of meer afstand is de invloed van de zwaartekracht van de Zon zo gering, dat de Melkweg met haar zwaartekracht de Oortwolk vervormt en uitrekt tot een sferoïde, iets dat op een rugby bal lijkt.


Anderen suggereren dat de Zon en nabije sterren zelfs hun Oortwolken delen, er vanuit gaande dat de Zon tegelijk met een groep ter grootte van 400 sterren is ontstaan, zodat sommige kometen dus uit de wolk van een andere ster kunnen zijn gekomen.


Maar ook een nauwe passage van een ster kan de komeetbanen hebben verstoord, en in dit geval is het interessant te weten hoe lang geleden dat is gebeurd, waaruit dan afgeleid kan worden of er nog veel meer kometen uit de buitenste regionen te verwachten zijn.

Planeetbanen

Dezelfde sterpassages (als ze er al waren), zouden informatie op kunnen leveren over de planeetbanen. Mochten deze banen door zo'n passage zo verstoord zijn geraakt dat de huidige ordening met gasreuzen zoals Jupiter en Saturnus aan de buiten- en de kleine rotsachtige planeten als de Aarde aan de binnenzijde, het gevolg is van zo'n verstoring, dan heeft dat verstrekkende implicaties.


De huidige theorieën over het ontstaan van het Zonnestelsel bieden een redelijk logische verklaring voor de distributie van planeten en leiden tot het inzicht dat de zware gasreuzen in de buitengebieden moeten zijn ontstaan. En dat is voor de Aarde en ons erg voordelig. De grote gasreuzen vangen veruit het meeste puin op en zorgen met hun zwaartekracht voor stabiliteit van planeetbanen. Zonder de zwaartekrachtsparaplu van Jupiter zou het hier op Aarde een stuk minder aangenaam zijn, want dan zouden meteoriet- en komeetinslagen heel veel vaker voorkomen met enorme gevolgen.

De komeet Schumacher-Levi slaat in op Jupiter. Bron: Nasa Hubble/Esa

Exoplaneten

Maar het onderzoek aan exoplaneten (planeten die om andere sterren dan de Zon draaien), heeft aan het licht gebracht dat bij andere sterren het geenszins zo is dat de zware gasreuzen zich altijd aan de buitenzijde van een planeetstelsel op moeten houden. Hier een plot van een paar honderd exoplaneten (of kandidaten):


Opvallend zijn de twee concentratiegebieden, een rond een omloopduur van 3 jaren en 3 Jupitermassa's en een rond een omloopduur van 3 dagen en een massa ongeveer gelijk aan die van Jupiter (gemarkeerd met een ellips).


Zie hier het 'hete Jupiter' probleem. Het blijkt immers dat er zich tussen de exoplaneten een flink aantal gasreuzen bevinden die zich veel dichter bij hun ster bevinden dan de Aarde bij de Zon.


Een gedeeltelijke verklaring ligt in het selectie-effect. De belangrijkste methoden waarmee exoplaneten worden opgespoord (wiebelen van de ster door de zwaartekracht van de planeet, bedekking van de ster door de planeet) geven beiden duidelijke resultaten naarmate de planeet zwaarder en groter (meer wiebelen, meer percentage bedekking) is en dichtbij de ster staat (sneller wiebelen, vaker bedekken).


Daarom worden er tot op heden nog maar weinig exoplaneten met een massa en omvang van de Aarde gevonden bij een omloopduur van ongeveer een jaar; de effecten zijn dan vaak te gering om gemeten te kunnen worden. Ook Gaia zal waarschijnlijk niet in staat zijn kleine planeten als onze Aarde te vinden.


Maar het selectie-effect kan niet de verklaring zijn voor de zichtbare kloof tussen de concentratie planeten met een omloopduur van 600 dagen en die van 2 dagen. Waarom is het gebied tussen deze twee groepen veel minder bezet met planeten? Mogelijk is een verklaring dat de planeten uit de plot lang in de buitenregionen vertoeven en dan snel migreren naar het binnengebied waar ze ook lang stabiele bannen beschrijven, maar dat is vooralsnog speculatief.


Hoe dan ook, de detectie van de vele hete Jupiters zo dicht bij hun moederster zou ons misschien kunnen dwingen onze theorieën over planeetvorming te herzien. Als reuzenplaneten dicht bij een ster gemeengoed zijn, dan is ons zonnestelsel wellicht de witte raaf. Dan is een aardachtige planeet in de leefbare zone rond een ster, die beschermd wordt door een reuzenplaneet in de buitenregionen de uitzondering. Zou Gaia ontdekken dat het inderdaad mogelijk is dat een passage van een ster ons Zonnestelsel binnenstebuiten gekeerd kan hebben, dan zou dat vérstrekkende gevolgen hebben.


Maar Gaia kan ook aannemelijk maken dat sterpassages met zulke gevolgen zijn uitgebleven. Aangezien zij in staat moet zijn alle zware planeten rond sterren tot 650 lichtjaar te vinden, zou een ander beeld gevormd kunnen worden. Als op basis van de analyse van de naar schatting 10 tot 20 duizend exoplaneten die zij detecteert blijkt, dat er zich een aanmerkelijk percentage reuzenplaneten op afstanden tot hun moederster vergelijkbaar met die van Jupiter ophoudt, dan zijn planeetstelsels met een planeet in de habitable zone en een beschermende reuzenplaneet in de buitengebieden waarschijnlijker. Dan zouden dus ook met de Aarde vergelijkbare exoplaneten, beschermd door gasreuzen in de buitenregionen, waarschijnlijker worden.

Wordt vervolgd

Problemen, maar hoe groot?
 
Gaia is op 7 januari geheel volgens planning aangekomen in haar omloopbaan rond L2. Alle systemen bleken correct te functioneren, en de uitgebreide test- en afregelingsfase, die naar verwachting ongeveer 4 maanden zou duren verliep voorspoedig. De verwachting was, dat Gaia ergens in mei aan haar wetenschappelijke missie van minimaal 5 jaar kon beginnen, maar inmiddels is er een probleem geconstateerd:
 
Het blijkt dat de enorme lichtsensor soms een waas van zeer zwak strooilicht detecteert. Dit licht zou de mogelijkheden van Gaia om de meest lichtzwakke objecten waar te nemen (ernstig?) kunnen beperken.
 
Omdat de lichtwaas varieert met de rotatie om haar hoofdas, wordt vermoed dat zonlicht door een onregelmatigheid aan de rand van de paraplu verstrooid wordt en via reflecties, waarschijnlijk ook via wat ijs in de bovenzijde van de huls een weg vindt naar de sensoren, bijvoorbeeld op deze manier:
  Mogelijk pad van strooilicht.
 
De hoop was dat het ijs op de binnenzijde van het dak van de huls na de 'outgassing' fase zou zijn verdwenen, en daarmee de reflectie van het strooilicht van de rand, maar dat blijkt niet het geval te zijn. Het Gaia team heeft een mogelijke oplossing bedacht, die nu uitgebreid wordt getest: De oorspronkelijke hoek van 45 graden tov de Zon wordt gewijzigd in 42 graden in de hoop dat het strooilicht dan niet meer in staat is door het venster van de beschermende huls binnen te komen:
  Aangepaste rotatiehoek. Bron: Esa
 
Een gewijzigde hoek houdt in dat het thermisch evenwicht binnen Gaia wat wijzigt, en dat het scanschema ook aangepast zal moeten worden. Dat vereist diverse software updates en correcties. Men is inmiddels 2 maanden van het probleem op de hoogte en het is niet bekend gemaakt hoeveel langer de ingebruiksstellingsfase hierdoor zal gaan duren.
 
Er is inmiddels (zie de reacties op deze blogposts) forse kritiek op de communicatie door Esa. In de maanden na de ontdekking van het strooilichtprobleem is er zo goed als geen communicatie geweest over de ernst van het probleem en over de voortgang. Vooralsnog is het probleem nog niet onder controle en wordt de mogelijke impact nogal vaag 'bescheiden' genoemd:
 

Mark McCaughrean, ESA: But what we do know is that the diffuse stray light currently seen is not a significant issue for the (relatively) brighter stars for which we can measure the most accurate positions, parallaxes, and motions, and which are thus used to reach many of Gaia's key science goals. At the faintest end for both astrometry and spectroscopy, there will be an impact on the accuracy of measurements if the stray light remains, but current understanding is that that will be modest.

 
Hopelijk lukt het dit probleem zodanig op te lossen dat er geen noemenswaardige negatieve impact op de meetresultaten resteert, maar dat is dus nog afwachten. Nu maar hopen dat Esa wat adequater communiceert de komende weken.

Problemen, maar hoe groot? (vervolg)
 
Het ziet er vooralsnog niet naar uit dat Esa de problemen met Gaia geheel op kan lossen. Dit blijkt uit de gepubliceerde voorlopige analyse van de problemen.
 
Het strooilicht dat zorgt voor een te hoge achtergrondruis bij de waarneming van de zwakste sterren, zal waarschijnlijk de prestaties van Gaia nadelig beïnvloeden. Inmiddels is ook gebleken dat de variatie van de hoek tussen de twee spiegels groter is dan verwacht. Zie ook bericht #2 inzake de basic angle monitor.
 
Oorzaak onbekend
De exacte oorzaak van beide problemen blijft vooralsnog erg onduidelijk. Waarschijnlijk is het ijs, dat ontstaat als de onderdelen van Gaia in het vacuüm van de ruimte langzaam hun gassen (en onvermijdelijk ook wat waterdamp) vrijgeven, waarna het ijs bij -100 graden Celsius als microscopische bolletjes neerslaat op het interieur. 
Dit ijs kan wat strooilicht, dat kennelijk over de rand van de paraplu heen komt, ongewenst reflecteren en dientengevolge wat ruis op sensor en spiegels veroorzaken. Met ijs op de spiegels en de sensoren is rekening gehouden; deze onderdelen kunnen zeer subtiel verwarmd worden zodat eventueel ijs langzaam sublimeert.
Het eerdere vermoeden dat er ook ijs aan de binnenzijde van het dak van de huls is neergeslagen kan echter na tests op Aarde niet bevestigd worden, en er wordt dan ook voorlopig geen poging ondernomen om dit dak door middel van een tijdelijke wijziging van de stand van Gaia tov. de Zon door het zonlicht te laten verwarmen.
 
Impact
Esa gaat vooralsnog uit van de volgende negatieve impact op de waarnemingen als gevolg van het onverwachte strooilicht:

• Door het verhoogde ruisniveau zullen de waarneming aan de zwakste sterren verslechteren. Bij sterren van magnitude 20 zal de nauwkeurigheid van de positiebepaling ongeveer halveren. Bij sterren van magnitude 15 en helderder is er geen negatieve impact te verwachten mbt de positiebepaling.
• De helderheids- en spectroscopische metingen van de zwakste sterren zullen minder nauwkeurig worden (8% onnauwkeurigheid ipv de geplande 4%).
• De metingen van de radiale snelheid van sterren zal zich waarschijnlijk beperken tot sterren die 1,5 magnitude helderder zijn dan gepland.

Vooralsnog heeft Esa niet aangegeven wat de eventuele negatieve impact kan zijn van de groter dan verwachte hoekverschillen in de basic angle, noch hoe groot deze verschillen zijn. Met subtiele hoekvariaties is rekening gehouden; deze worden in principe door de basic angle monitor gemeten, zodat de data hiervoor gecorrigeerd kan worden.
 
Te rooskleurig?
Al met al verwacht Esa een bescheiden negatieve impact op de missie, en spreekt de organisatie vol vertrouwen over de revolutionaire resultaten die ook deze enigszins aangetaste missie zal kunnen boeken.
 
Omdat met iedere zwakkere magnitude het aantal waarneembare sterren ongeveer verdrievoudigt, ben ik zelf wat kritischer:
Als bijvoorbeeld de meting van de radiale snelheid met 1,5 magnitude wordt beperkt, betekent dit dat er maar van 1/5 van de verwachtte 150 miljoen sterren een eigenbeweging kan worden bepaald.
En de waarnemingen aan de geplande 1 miljard sterren zullen voor het overgrote deel (het gebied tussen magnitude 15 en 20 omvat meer dan 99% van de waargenomen sterren) tot 50% onnauwkeuriger zijn.
Wat de basic angle problemen voor impact zullen hebben is nog ongewis.
Als alles blijft zoals het nu wordt ingeschat m.i. een zeer beduidende tegenslag.
 
De komende maand worden er langdurige metingen verricht, die hopelijk tot meer duidelijkheid zullen leiden. En hopelijk wordt ook de communicatie vanuit Esa op een beter en frequenter niveau gebracht; er is nog steeds veel kritiek op de trage en summiere berichtgeving.
 
Missieresultaten
Inmiddels is de meeste apparatuur aan boord getest, waaronder de radiale snelheid spectrometer (Radial Velocity Spectrometer, RVS). Van de ster HIP 86564 (een type K5 ster op 900 lichtjaar afstand in de Draak, met schijnbare magnitude 6,6 dus voor het blote oog net niet zichtbaar) is het spectrum gemeten, met de drie bepalende calcium lijnen (zie #2), en vergeleken met het spectrum van de Narval spectrometer van het Pic-du-Midi observatorium in de Pyreneeën. Gaia's spectrometer presteert als verwacht:
  Spectraallijnen rond 860 nm van HIP 86564 door Gaia (boven) en Narval (onder). Bron: Esa
 
Ook het fotometrisch instrument (zie #2) is getest en heeft de energiedistributie van een aantal sterren succesvol kunnen bepalen, en daarmee het spectraaltype (welke soort ster) vastgesteld:
  Gaia fotometrie van 7 sterren van verschillend spectraaltype. Bron: Esa
 
In de linker kolom de fotometrie in het blauwe deel van het spectrum (330-680 nm), en rechts de waarnemingen in het rode deel (640-1000 nm). De koelste ster (oppervlaktemperatuur ongeveer 3000 graden) op de bovenste rij en de heetste (ongeveer 8000 graden) onderin. Duidelijk is te zien dat de koelere sterren het helderst zijn in het rode deel van het spectrum, en omgekeerd de hetere sterren helderder zijn in het blauwe deel van het spectrum. Van miljoenen sterren zal zo de temperatuur en het spectraaltype worden vastgesteld.
 
Meer lezen: klik klik en klik

Op 18 juli heeft Gaia, ondanks de problemen een "Go for science" gekregen en is daarmee de ingebruiksstellingsfase formeel voorbij. Een aantal problemen zijn echter niet opgelost, en er worden er nog een paar extra gerapporteerd.

 
problemen:

• Het strooilichtprobleem bestaat nog steeds, en de software in Gaia zal worden aangepast om de negatieve effecten zoveel als mogelijk is te verminderen. Zo zal de radiale snelheids spectroscoop continue in hoge resolutie modus gaan draaien. Deze aanpassingen moeten in 2014 voltooid zijn.
• De variatie van de basic angle is veel groter dan verwacht. Was enkele microboogseconden verwacht, het blijkt ongeveer een miliboogseconde te zijn! Gelukkig blijkt dit niet te liggen aan een van de Nederlandse bijdragen, de Basic Angle Monitor, die zijn werk uitstekend doet. Of deze veel grotere hoekvariatie een negatieve impact heeft op de metingen (de BAM is in staat corrigerende data naar de Aarde te zenden, maar of dat ook bij deze 'enorme' afwijkingen nog goed gaat..) heeft Esa niet bekend gemaakt. De oorzaak van deze grote hoekvariatie is onbekend.
• De vervuiling door microscopische ijsbolletjes is weliswaar bestreden door een subtiele verwarming van de gevoelige optische onderdelen, maar Esa verwacht dat er nog een paar opwarmrondes nodig zijn voor alle ijsvorming definitief verdwenen is.
• Een interessant probleem is dat van de micrometeorieten. Deze minuscule deeltjes slaan in op Gaia en wijzigen haar rotatie zeer subtiel. Daarmee was rekening gehouden en de microthrusters sturen Gaia continue een paar microboogseconden bij. Dat gaat voorbeeldig naar blijkt. Maar het aantal zeer kleine micrometeorieten is wel een factor honderd groter dan verwacht. Laten we hopen dat de vele extra positiecorrecties de stuwstof van de thrusters niet voortijdig uitputten.

Er is ook positief nieuws:

• De 6000 helderste sterren aan de hemel (ongeveer tot magnitude 6) werden te helder geacht voor Gaia,  want te veel overstraling naar andere pixels van de sensoren, waardoor een nauwkeurige positiebepaling niet mogelijk is. De gegevens van deze overstralers zouden via een software algoritme uit de data gehaald worden. Het is de engineers echter gelukt deze drempel terug te brengen tot magnitude 3, waardoor de data van nog maar 230 van de allerhelderste sterren een probleem is. Men verwacht overigens dat door nabewerking zelfs de positie van deze 230 zeer heldere sterren tot op enkele tienden van een microboogseconde kan worden bepaald.
• Medio 2016 verwacht Esa een eerste tussentijdse catalogus uit te kunnen brengen en mogelijk enkele zeer opvallende gegevens al eerder, wellicht dit jaar al.

Maar voor de definitieve catalogus en de daarbij behorende naar verwachting nog steeds zeer rijke wetenschappelijke oogst moeten we 5 jaartjes geduld oefenen.

Michael Perryman et al heeft een paper uitgebracht waarin een hernieuwde schatting van het aantal door Gaia te detecteren exoplaneten wordt gemaakt. Hij en zijn team komen tot de volgende bevindingen:

• Bij een vijf jarige missie zal Gaia naar verwachting 21.000 exoplaneten met grote massa (Jupiter of zwaarder) ontdekken, tot een afstand van 1600 lichtjaar.
• In deze groep zullen zich naar schatting 1000 tot 1500 planeten bevinden die rond dwergsterren draaien.
• Tevens zullen er naar schatting 25 tot 50 planeten gevonden worden die in transitie zijn (zie verderop)
• Als de Gaia missie verlengd wordt tot 10 jaar observatie, dan kan het aantal te ontdekken exoplaneten tot 70.000 oplopen, omdat dan ook de planeten met een lange omloopduur worden gevonden, en zal ook het aantal gevonden planeten dat in transitie is toenemen.

Wetenschappelijk paper:  
Deze schattingen liggen hoger dan oorspronkelijk aangenomen, en met name het grote aantal te ontdekken planeten bij een verlengde missie is interessant, omdat dan zeer goede statistieken verkregen kunnen worden van het voorkomen van planeten bij verschillende types sterren en sterleeftijden.
 
Ontstaan zonnestelsel
In dit bericht besprak ik kort het 'hete Jupiter' probleem, en er is ook nog een niet opgelost probleem met de geringe omvang van Mars. Als we ons een wat naïef beeld vormen van de vorming van een planetenstelsel, dan zijn er een paar hoofdinvloeden en ontwikkelingslijnen te onderscheiden:

• Hoe dichter bij de ster hoe heter het is. Vluchtige gassen trekken daar niet samen tot planeten door de hoge temperatuur, en de hoge stralingsdruk van de ster daar blaast de gassen naar buiten.
• Hoe dichter bij de ster, hoe kleiner de door een planeet schoon te vegen ruimte is, c.q. hoe minder materiaal er aanwezig is.
• Hoe groter een planeet wordt, hoe verder haar zwaartekrachtsinvloed reikt.
• Dichtbij de ster kunnen zich alleen rotsachtige planeten vormen, die in omvang toenemen naarmate ze verder van de ster staan (meer volume van de omloopbaan).
• Verderop verzamelen zich achter de vorstgrens de weggeblazen gassen die samen met het al aanwezige materiaal de gasreuzen vormen.
• Nog verder naar buiten wordt de dichtheid van de protoplanetaire wolk zeer gering, daar kunnen zich alleen nog wat ijsdwergen vormen met een geringe gravitatie waardoor ze niet in staat zijn de enorme omloopbaan schoon te vegen, en dus zeer klein blijven.

Ons zonnestelsel lijkt netjes te voldoen aan dit scenario, met uitzondering van Mars met zijn veel te geringe omvang. Er moet in de grotere omloopbaan van Mars voldoende materiaal van voldoende dichtheid aanwezig geweest zijn en dus zou deze planeet ten minste even groot als de Aarde moeten zijn. Allerhande computermodellen komen vrijwel altijd uit op een planeet Mars die even zwaar of wat zwaarder is als de Aarde.
Samen met het hete Jupiter probleem (er zijn veel exoplaneten ter grootte van Jupiter gevonden die zeer dicht om hun ster draaien, terwijl bovenstaand model de gasreuzen juist ver van de ster vandaan laat ontstaan) zijn er dus nog een paar grote vragen te beantwoorden.
 
Grand tack model
Een van de op dit moment in zwang zijnde computermodellen is het "Grand Tack" scenario, waarbij een reuzenplaneet door de continue botsingen met materiaal in relatief korte tijd steeds dichter naar de ster migreert en daarbij materie die zij niet opslorpt het heelal in slingert, of naar een kleinere of juist wijdere omloopbaan dirigeert. Het materiaal in de kleinere omloopbaan vormt uiteindelijk de rotsachtige binnenplaneten. Het model lijkt overeen te komen met de waarnemingen van de zware exoplaneten die zich voornamelijk ophouden ver van de ster (min of meer hun geboortelocatie) óf zeer dicht bij de ster (na de migratie). Reuzenplaneten die zich ergens tussen deze uitersten bevinden zijn nauwelijks waargenomen, een aanwijzing zo'n migratie van korte duur is.
 
Zo'n inwaartse migratie zou Jupiter ook hebben doorgemaakt in een vrij vroege fase, waardoor het 'Late Heavy Bombardment' zou zijn ontstaan, en Mars niet de kans kreeg groter te groeien dan ze nu is. Het Grand Tack model biedt ook een verklaring voor de huidige wijde baan van Jupiter; Saturnus, die zich wat later vormde, migreerde inwaarts en raakte in een baanresonantie (klik) met Jupiter waardoor beiden weer naar buiten migreerden. Jupiter zou zich zo bewogen hebben vanaf zijn geboorteplek ongeveer op 550 miljoen kilometer, eerst inwaarts naar ongeveer 250 miljoen kilometer, en later weer naar buiten tot de huidige 750 miljoen kilometer afstand van de Zon. Verder biedt het model een verklaring voor het gegeven dat in de planetoïdengordel tussen Mars en Jupiter de binnenste planetoïden steenachtig zijn, terwijl de buitenste vaak uit ijs bestaan.
  Planeet transities volgens het Grand tack model
 
Als dit inderdaad een realistisch scenario is, dan heeft dat consequenties voor het ontstaan en de leefbaarheid van binnenplaneten. Het is immers te danken aan Jupiter in zijn huidige wijde baan dat de binnenplaneten verschoond blijven van heftige bombardementen door asteroïden en kometen. Jupiter vangt die op veilige afstand voor het overgrote deel voor de Aarde op. Maar een zonnestelsel met een 'hete Jupiter' in een nauwe baan om de Zon zou geen Aarde hebben, of zou juist materiaal naar de omloopbanen van de binnenplaneten aantrekken met grote gevolgen; de Aarde zou waarschijnlijk onleefbaar zijn door talloze inslagen. Het later dan Jupiter ontstaan van Saturnus die vervolgens eveneens naar binnen migreerde en vervolgens samen met Jupiter weer naar de buitenregionen reisde heeft dan de Aarde 'gered'. Of zo'n geluk ook andere planeetsystemen beschoren is, is dan maar de vraag. Misschien is een leefbare binnenplaneet wel een zeldzaamheid.
 
Daarom is het van belang te weten of er inderdaad sprake is van snelle in- en uitwaartse migraties, en daarbij kunnen de metingen van Gaia belangrijk, misschien zelfs doorslaggevend bij zijn.
 
Bijgaand wetenschappelijk paper "Water delivery and giant impacts in the ‘Grand Tack’ scenario" beschrijft dit model en tracht een verklaring te bieden voor de herkomst van het water op Aarde, wat meer een onderwerp voor het Rosetta topic (klik) is.
 

Hoe kan het dat de nieuwe schatting zoveel hoger uitvalt dan de eerdere, ondanks de problemen met het strooilicht en de onnauwkeurigheid in de base angle? Is de software zoveel verbeterd in de tussentijd?

Heel veel hoger is het niet, althans gedurende de nu geplande missie. Het is denk ik ook meer een pleidooi voor een extended missie tot 10 jaar, want dan neemt het aantal te ontdekken exoplaneten wel zeer sterk toe.
 
Het paper is gepubliceerd ruim nadat de problemen bekend waren, maar er wordt in het paper met geen woord over gerept. Esa heeft het rapport positief ontvangen en stelt dat hun schattingen ook aan de conservatieve kant waren.
Esa is niet bepaald scheutig met nadere informatie. In hun blog's melden ze dat het ijsprobleem redelijk onder controle is, en dat de software updates volgens plan worden uitgerold. Een van de updates zou het mogelijk maken de afwijkingen van de Basic Angle hier op Aarde in de data grotendeels te elimineren.
Maar duidelijke uitspraken over de te verwachten performancevermindering agv het opwarmen voor de de-icing en met name het Basic Angle probleem heb ik nergens gezien.
 
Ik ben bang dat het wachten wordt tot de eerste duidelijke resultaten binnenkomen, het release schema is als volgt:
 

• Summer 2016: Positions and magnitudes for all single stars with acceptable formal errors will be published. Additionally, a small special catalogue of objects within one degree distance from the ecliptical poles will be provided. For stars in common with the HIPPARCOS catalogue updated positions and proper motions will be released.
 
• Early 2017: Positions, proper motions and parallaxes of objects with single-star behaviour will be released together with integrated BP/RP photometry and mean radial velocities for a subset of objects.
 
• 2017/2018: First catalogue with a subset of binary stars, object classifications, astrophysical parameters, and individual radial-velocity measurements.
 
• 2017/2018: First catalogue also containing a subset of variable-star classifications, non-single stars, and solar-system objects (asteroids, comets, planetary moons).
 
• Final catalogue 2022: Full astrometric, photometric, and spectroscopic catalogue with all single and multiple stars, source classifications, astrophysical parameters, as well as individual positional, photometric and spectroscopic measurements.
 

Update
 
Het duurt nog ruim een jaar voor de eerste meetresultaten van Gaia bekend worden gemaakt. Inmiddels is er wel het een en ander over de problemen, oplossingen en prestaties bekend geworden. Een beknopt overzicht:
 
Strooilicht:
Een uitgebreide analyse leidt tot het inzicht dat heldere bronnen (Zon, planeten en de Melkweg) voor een minder donkere achtergrond zorgen dan verwacht. De invloed van Zonlicht en die van de planeten was tevoren ingeschat, maar hierbij heeft men de strooilicht van de Melkweg over het hoofd gezien. Natuurlijk is de invloed van zonlicht veruit de belangrijkste bron.
 
Hoe een fractie van dit licht uiteindelijk op de hypergevoelige sensoren terecht kan komen is inmiddels ook duidelijk. De paraplu die Gaia tegen dit licht moet beschermen bestaat deels uit vaste panelen, maar die worden met elkaar verbonden door lagen van reflecterende dekens. Om die dekens de gewenste sterkte te geven zijn ze versterkt met witte vezels. Onderzoek aan reservedekens op Aarde wijst uit dat deze witte vezels aan de randen van de dekens los kunnen laten. Het zijn die uitstekende vezels die het licht richting de sensoren reflecteren. 
 
Wat wonderlijk vind ik de volgende melding van Esa:
 

The fixed panels of the sun shield have been taped, but this was not possible for the blankets which were rolled in the launch configuration. Cutting the fibres was considered too risky in the clean room as some small particles could have found their way into the spacecraft.

 
Men wist kennelijk al voor de lancering van deze vezels. Fibers van het schort worden door een felle lamp verlicht. Bron: Esa.
 
Dit strooilicht zal naar verwachting gedurende de missie niet sterker worden, maar beïnvloedt wel de waarneming van de lichtzwakste objecten, en zoals eerder gemeld heeft met name de Radial Velocity Spectrometer daar last van. Deze spectrometer is definitief in hoge resolutie mode gezet, waardoor de spectra van zeer lichtzwakke bronnen niet meer afdoende gemeten kunnen worden. De vaste hoge resolutie heeft ook een bijkomend positief effect (zie verderop). Het gevolg is dat de magnitude van de zwakste sterren waarvan de radiale snelheid kan worden gemeten verlaagd is van magnitude 17 tot 15,7 hetgeen natuurlijk invloed heeft op het aantal te verkrijgen spectra dat beduidend onder de aanvankelijk geschatte 150 miljoen zal liggen. Met softwarematige aanpassingen, die onder meer een dynamische reductie van het gebruikte kijkveld opleveren, zodat delen die op een bepaald tijdstip te veel lijden onder het strooilicht niet meegenomen worden in de metingen, wordt gepoogd de resolutie van de RVS te optimaliseren.
 
De positiebepaling van lichtzwakke sterren zal ook wat onnauwkeuriger worden. Werd aanvankelijk uitgegaan van een nauwkeurigheid beter dan 20 microboogseconden bij magnitude 15 of lager, nu is dat cijfer opgehoogd tot 26 µas. Voor de zwakste sterren is de precisie verlaagd van beter dan 200 µas naar beter dan 600 µas.
 
Basic Angle
De basic Angle is de hoek van 106,5 graden tussen de twee telescopen. Zoals eerder is toegelicht is het kennen van de precieze grootte van deze hoek van eminent belang voor de resultaten van Gaia. de Basic Angle Monitor (een Nederlandse bijdrage) is een laser interferometer die met ongekende precisie deze hoek regelmatig opmeet. De basic angle blijkt zoals eerder gemeld behoorlijk meer te variëren dan verwacht, en een belangrijke vraag is dan ook of de hoek werkelijk varieert of dat de variaties afkomstig zijn van afwijkingen in de BAM. Inmiddels is daar onderzoek naar gedaan, en er blijken meerdere oorzaken verantwoordelijk voor deze onverwachte afwijkingen.
 
Enerzijds is de hoekvariatie afhankelijk van de stand van Gaia t.o.v. de Zon, en die afwijking is een stuk groter dan verwacht, maar hoeft geen groot probleem te zijn. Omdat de afwijking periodiek is, kan daar gezien de extreem nauwkeurig bekende rotatieduur van Gaia voor gecorrigeerd worden.
Anderzijds blijkt een deel van variatie in de BAM zelf te zitten. Minieme temperatuurverschillen binnen Gaia beïnvloeden de nauwkeurigheid van de monitor. Zo blijkt het wisselen tussen hoge en lage resolutie van de RVS gepaard te gaan met temperatuurverschillen die de BAM beïnvloeden. Nu de RVS continue in hoge resolutie staat, is een belangrijke oorzaak geëlimineerd.
  Variaties van de Basic Angle. Bron; Esa
 
Ook de dagelijkse verzending van data naar de Aarde kost extra energie, en levert een wat hogere interne temperatuur met bijkomende afwijkingen van de BAM op. Zelfs de sterrendichtheid in de opnames beïnvloedt de metingen; meer sterren betekent meer werk voor de CCD chips en hoger energieverbruik, dus hogere temperatuur, dus een kleine afwijking van de golflengte van het laserlicht.
 
Het onderzoek naar alle bronnen die de basic angle (of de meting ervan) kunnen beïnvloeden is nog in volle gang, maar naar het zich aan laat zien zijn de meeste afwijkingen systematisch en met aanpassing van de software grotendeels weg te werken.
 
Resultaten
Een jaar na de lancering scant Gaia nu continue 40 miljoen sterren per dag. De hoeveelheid data is enorm; de 106 CCD's hebben al ruim 11 miljard sterovergangen, 120 miljard positiebepalingen, 22 miljard helderheidsbepalingen en 3,3 miljard spectroscopische waarnemingen achter hun kiezen. Alles bij elkaar tot nu toe 9,2 terabyte aan gecomprimeerde data die via een uitermate complexe procedure geanalyseerd, gefilterd, gecorrigeerd moet worden en zo moeten leiden tot de meest precieze en uitgebreide dataset uit de astrometrische geschiedenis.
 
De meetresultaten lijken zeer veelbelovend. Hier een paar plots van de helderheidsvariatie van een paar RR Lyrae sterren (die hebben een vast periodieke helderheidsvariatie) in de grote Magelhaense wolk. Omdat het sterren zijn met een zeer hoge magnitude zit de helderheid tegen de limiet van de Gaia metingen aan. Desalniettemin is de resolutie uitstekend. Links de resultaten van Gaia rechts dezelfde data van de Ogle IV survey, een onderzoek met behulp van de telescopen op Las Campanas in de Atacama woestijn in Chili.
  Bron: Esa/Ogle
 
Bijlage: Analyse van Bam variaties: