Gaia de a poco va probando sus instrumentos , uno a uno , los va calibrando de a poco , siempre en misiones espaciales se hace así , no basta que en la Tierra se ponga a punto todos los instrumentos de una sonda espacial dada , si bien cuando en la Tierra se prueba todo y se ve que funcionan bien , no quiere decir que en el espacio y en el lugar de trabajo de dicha sonda no hace falta probar nada , aqui antes del lanzamiento se comprueba que esta todo bien , pero siempre algo puede salir mal , mala calibración , mala configuración , etc .
Y una de la prueba de instrumento fue las observaciones de espectroscopia hecha por Gaia , si bien las mediciones astrometricas determinarán las posiciones y los movimientos de las estrellas , Gaia utilizará la espectroscopia para medir las propiedades físicas mas importantes , como el brillo , temperatura , masa , edad y composición química .
Esto se logra mediante el estudio de los espectros estelares - las huellas dactilares de las estrellas - tipicamente el espectro de una estrella incluye un amplio continuo que abarca una amplia gama de longitudes de onda procedentes del gas caliente en la superficie de la estrella , esto se mezcla con la inmersiones en longitudes de onda especificas , donde los átomos y las moléculas mas frías en el ambiente de la estrella absorben parte de la luz continua , de vez en cuando , las lineas de emisión brillantes también se pueden ver , las lineas de absorción y emisión proporcionan una indicación de los elementos presentes en el objeto y en que condiciones de temperatura y presión existen .
Un par de espectro de color rojo y azul se muestra arriba para cada una de las 7 estrellas , la trama se arregla con estrellas frías - aproximadamente 3.000 grados - en la parte superior , a las estrellas mas calientes - cerca de 8.000 grados - en la parte inferior , como era de esperar , las estrellas mas calientes son relativamente mas en azul fotometro de Gaia , y mas débil en el fotometro rojo , por el contrario , las estrellas mas frías son mas brillantes en el fotometro rojo , datos como estos serán utilizados para determinar las temperaturas de millones de estrellas en la Via Láctea que aun no han sido estudiados en detalle .
Esta información se extrae del instrumento fotométrico de Gaia , que genera dos espectros de baja resolución , una que cubre las longitudes de onda azules , y las otras longitudes de onda roja , el fotometro azul ( BP) recibe la luz con longitudes de onda mas cortas ( de 330 nm a 680 nm ) y el fotometro rojo ( RP) recibe la luz con longitudes de onda mas largas ( 640 nm a 1050 nm ) los registran la intensidad total de cada estrella a través de estas longitudes de onda , y también hacen que sea posible determinar las temperaturas estelares .
En la imagen de arriba se puede observar a la galaxia M 51 , esta es una imagen de calibración ya que fue visto por Gaia , el 30 de abril del 2014 , los datos fueron tomados con un cielo único mapeo CCD de 5,8 minutos de arco sobre el cielo correspondiente al lado corto del rectángulo , el tiempo de integración es de 2,85 s ( puerta 12 ) y tomó Gaia 10,8 segundos para escanear a través de M 51 , en consecuencia , el lado largo del rectángulo es de 10,8 segundos de arco , el norte esta arriba .
Cabe señalar que para maximizar su sensibilidad a las estrellas mas débiles , la camara principal de Gaia no utiliza filtros y proporciona los datos de intensidad de banda ancha , no imágenes en color verdadero , el esquema de color falso usado aqui se refiere solamente a la intensidad , los colores reales y las propiedades espectrales de las estrellas se miden por otros instrumentos de Gaia .
Sobre estas lineas , datos de Gaia RVS ( arriba ) en comparación con las observaciones terrestres de alta resolución (abajo ) para la estrella HIP86.564 , la primera ( arriba ) es un espectro de velocidad radial para una estrella brillante ( HIP 86.564 ) con elementos claves identificados , los RVS solo cubre un rango espectral muy estrecha de longitudes de onda centradas cerca de 860 nm , justo mas allá del rojo visible , pero proporciona suficiente alta resolución espectral para que sea posible medir velocidades estelares dentro de unos pocos kilometros por segundos .
Las lineas espectrales mas importantes corresponden a Hierro ( con la etiqueta Fe ) Titanio ( Ti ) y Calcio ( Ca ) , el triplete de lineas de Calcio es especialmente importante ya que aparecen en casi todas las estrellas , la trama Gaia ( arriba ) se compara con las observaciones de alta resolución en Tierra de la misma estrella , por el instrumental NARVAL en el Observatorio de Pic-Du- Midi ( abajo ) que muestran que la Gaia RVS esta funcionando como se esperaba .
Un diagrama del modulo de carga útil de Gaia .
Gaia ha tenido un pequeño problema : clave entre ellos son un fondo de aumento observado en el montaje de plano focal de Gaia , debido a la luz externa que entra en el satélite y la transmisión reducida de la óptica del telescopio , en un esfuerzo por comprender ambos problemas , la mayor parte del trabajo de diagnostico se ha centrado en la contaminación debido a las pequeñas cantidades de agua atrapadas en la nave espacial antes de su lanzamiento ... si ... leyó bien ...que ha tenido una especie de desgasificacion ahora que Gaia esta en el vacío .
El vapor de agua se congela en forma de hielo en las superficies frías y como la carga útil de Gaia se encuentra a temperaturas entre -100 y - 150 grados en la oscuridad detrás del gran parasol , que es donde termina , incluso en los espejos de los telescopios , el hielo se llevó inicialmente a una disminución significativa en la transmisión global de la óptica , pero este problema se resolvió con éxito mediante el uso de calentadores en los espejos de Gaia y el plano focal para eliminar el hielo , antes de dejar que se enfríen a temperatura de funcionamiento de nuevo .
Se esperaba un poco de hielo en los espejos , - es por eso que los espejos estan equipados con calentadores - pero la cantidad detectada fue mayor de lo esperado , se prevén futuras campañas de descontaminacion para mantener el problema bajo control de transmisión usando un procedimiento de calentamiento mucho mas ligero para minimizar cualquier efecto perturbador sobre la estabilidad térmica de la nave espacial , en cuanto a la luz externa el análisis de los datos de prueba indica que es una mezcla de la luz del Sol de difracción sobre el borde de la visera y las fuentes mas brillantes en el cielo de la noche en el lado de la carga útil , tanto que se dispersa en el plano focal .
Este es un diagrama que muestra el sistema óptico de Gaia , con los distintos conjuntos de espejos situados en el toroide de carburo de silicio , la camara CCD se aprecia abajo a la derecha , a diferencia de los espejos y el plano focal , la capa térmica no tiene ningún calentador , por lo que las soluciones alternativas tenia que ser explorado , una de las opciones analizadas en detalle implicaría modificar la actitud de la nave espacial para permitir que la luz del Sol para entrar directamente en la capa térmica con el fin de eliminar el hielo que podrían estar allí , la luz parásita aumenta el fondo detectado por Gaia y por lo tanto el ruido asociado , el impacto es mayor para las estrellas mas débiles , donde el ruido asociado a la propia luz estelar es comparable a la del fondo .
Pero no hay un impacto mínimo en los mas brillantes , para el cual el fondo es una fracción insignificante del flujo total , esperemos que no se complique mas , hay que entender que cuando aparecen problema , todo se retrasa , también los resultados preliminares de las pruebas de los instrumentos de Gaia .
EL ANÁLISIS PRELIMINAR DE IMPACTO Y LAS ESTRATEGIAS DE LA LUZ EXTERNA
GAIA TAKES SCIENCE MEASUREMENTS
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