גאיה (לוויין)

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
גאיה (Gaia)
Maquette de Gaia salon du Bourget 2013 DSC 0191.JPG
הדמיה של טלסקופ החלל
מידע כללי
סוכנות חלל אס"א
יצרן אסטריום
תאריך שיגור 19 בדצמבר 2013
משגר סויוז 2
אתר שיגור בסיס החלל האירופי קורו, גינאה הצרפתית
אתר אינטרנט אתר המשימה
משימה
סוג משימה טלסקופ חלל בתחום האור הנראה
מסלול מסלול ליסאז'ו סביב נקודת לגראנז' L2 של כדור הארץ והשמש[1]
משך המשימה מתוכנן - 5+1 שנים
מידע טכני
משקל 2030 ק"ג[1]
קוטר 10 מטר (מגן שמש)

גאיה (Gaia) היא טלסקופ חלל של סוכנות החלל האירופית המהווה המשך ללוויין היפרכוס. מטרת המשימה היא לאסוף מידע שיאפשר בניית מפה תלת-ממדית רחבה ומדויקת מאי פעם של כוכבים בגלקסיית שביל החלב. לצורך כך גאיה תצפה בכמיליארד כוכבים (כ-1% מכלל הכוכבים בגלקסיית שביל החלב‏[2]) ותמדוד את המרחק אליהם, מהירות תנועתם ותכונות נוספות[3][4]. מעבר לכך גאיה צפויה לגלות גופים חדשים בתוך מערכת השמש, כוכבי לכת מחוץ למערכת השמש וסופרנובות וכן לצפות במאות אלפי קוואזרים.

גאיה שוגרה ב-19 בדצמבר 2013 באמצעות משגר סויוז מבסיס החלל האירופי קורו בגיאנה הצרפתית על ידי חברת אריאנספייס (Arianspace).

היסטוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

גאיה היא המשך ישיר ללוויין היפרכוס, שפעל בין השנים 1989 עד 1993. הטלסקופ הוצע לסוכנות החלל האירופית (איס"א) באוקטובר 1993 על ידי לנרט לינדגרן (מאונירסיטת לונד שבשבדיה) ומייקל פרימן (מאיס"א) בתגובה לקול קורא למשימות עבור התוכנית המדעית ארוכת-הטווח "הורייזון פלוס" (Horizon Plus). ההצעה התקבלה על ידי הועידה המדעית של איס"א כמשימה באוקטובר 2000. שלב שני של הפרויקט אושר בפברואר שנת 2006, וחברת אסטריום (Astrium) קיבלה אחריות על החומרה. השם גאיה (GAIA באנגלית) נבחר במקור כראשי תיבות של אינטרפרומטר אסטרומטרי גלובלי לאסטרופיזיקה (באנגלית: Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), והעיד על כך שבמקור, המשימה תוכננה לעבוד בטכניקת האינטרפרומטריה. עם זאת, למרות שהתכנון השתנה וראשי התיבות כבר לא תקפים, שם המשימה נותר ללא שינוי, כדי לסמל את הזיקה לפרויקט היפרכוס[5]. עלות המשימה כולל ייצור הטלסקופ והחללית, עלויות שיגור ותפעול על הקרקע מוערכת בכ-650 מיליון אירו. והעלות המשימה כולה מוערכת בכ-2 מיליארד אירו‏[6].

המשימה[עריכת קוד מקור | עריכה]

רקע מדעי[עריכת קוד מקור | עריכה]

אחת הדרכים למדידה ישירה של מרחק אל כוכב, ללא הנחות פיזיקליות, היא באמצעות מדידת פרלקסה - שינוי מיקומו על רקע כוכבים רחוקים יותר כתוצאה משינוי מיקום הצופה ביחס לכוכב. לשם כך יש צורך במדידות מיקום מאוד מדויקות של כוכבים על פני השמים (ראו אסטרומטריה). תצפיות מהקרקע מוגבלות בדיוק מדידת פרלקסה, בעיקר בגלל הפרעות שנגרמות על ידי האטמוספירה, ולכן יש צורך בשיגור טלסקופ לחלל. תצפית על כמות גדולה של כוכבים יכולה לתת תמונה שלמה יותר של אופן ההתפתחות של כוכבים, ובמיוחד לאפשר הצצה אל השלבים הקצרים בחייהם. מיפוי אוכלוסייה שלמה של כוכבים, ביניהם גם כוכבים חיוורים, תאפשר שרטוט מדויק יותר של פונקציית הבהירות של הכוכבים, מאפיין חשוב בהבנתנו את האופן בו גלקסיות מתפתחות. כמו כן, מיפוי תלת ממדי של כוכבים והדינמיקה שלהם מכיל מידע לגבי האזורים בהם נוצרו הכוכבים ולכן מספק מידע אודות ההיסטוריה של גלקסיית שביל החלב ותהליך ההתפתחות שלה.

מטרות[עריכת קוד מקור | עריכה]

המטרה העיקרית של גאיה תהיה לבנות מפה תלת-ממדית של כמיליארד כוכבים וכן לייצר את הקטלוג הרחב והמדויק אי פעם של תכונות כוכבים בגלקסיית שביל החלב. לשם השוואה, בקטלוג הסופי של לוויין היפרכוס היו כשני מיליון כוכבים, פחות מאחוז מהכמות הצפויה להתקבל מגאיה. על מנת להשלים מטרה זו, גאיה תבצע מדידות של הפרמטרים האסטרומטריים של הכוכב - שניים שמתארים את המיקום הזוויתי שלו על השמיים, שניים עבור מהירות זוויתית של הכוכב על השמיים, ואחרון - הפרלקסה של הכוכב, ממנה ניתן יהיה להסיק את המרחק אליו. כמו כן, תימדד מהירות רדיאלית באמצעות אפקט דופלר. במשך חיי המשימה (המתוכננת ל-5 שנים) אמורות להתבצע בממוצע כ-70 תצפיות על כל כוכב מטרה.

לצורך סקירת כמות גדולה של כוכבים, גאיה תצלם חלקים נרחבים של השמים, וניתן יהיה להשתמש במידע שתאסוף למספר מטרות משנה:

החללית[עריכת קוד מקור | עריכה]

לאחר השיגור, החללית תפרוש מגן שמש עגול בקוטר של כ-10 מטר. המגן יצל על הטלסקופ מאור השמש ויגן על המטעד מפני התחממות. כמו כן, על המגן יותקנו לוחות סולריים אשר יספקו לחללית אנרגיה. על מנת לשמור על כיוון מדויק, החללית תוכננה ונבנתה עם מעט מאוד חלקים נעים. תת-המערכות המדעיות מורכבות על מבנה סיליקון-פחמן קשיח, אשר מספק מבנה יציב שלא יתרחב או יתכווץ עקב שינויי טמפרטורה.

גאיה תנוע במסלול ליסאז'ו סביב נקודת לגראנז' השנייה (L2) של כדור הארץ והשמש, הנמצאת במרחק של כ-1.5 מיליון ק"מ מכדור הארץ. היתרונות המרכזיים במיקום זה לעומת מסלול סביב כדור הארץ הם כמות הפרעות פחותה המגיעה כדור הארץ וכן יציבות מבחינת טמפרטורה, מכיוון שהחללית תמיד תהיה מוארת על ידי השמש ולא תנוע בין אזורי אור וצל מלא. טלסקופי חלל נוספים שהשתמשו במסלול זה הם הרשל ופלאנק, ובעתיד - טלסקופ החלל ג'יימס וב.

תקשורת רדיו מול כדור הארץ תיעשה באמצעות תחנות תקשורת של סוכנות החלל האירופית באוסטרליה ובספרד.

מכשור מדעי[עריכת קוד מקור | עריכה]

גאיה תשתמש בשני טלסקופים הצופים בשני כיוונים שונים, עם זווית רחבה וקבועה ביניהם. לציר הסיבוב של החללית יש נקיפה קלה על פני השמים, בעוד היא שומרת על זווית קבועה לשמש. כל אחד מהטלסקופים הוא בעל מפתח ראשי בגודל 1.5 על 0.5 מטר ושטח האיסוף האפקטיבי שמתקבל מאפשר איסוף כמות אור גדולה פי 30 בהשוואה להיפרכוס. שיפור זה מאפשר תצפית על עצמים חיוורים יותר ובפרט גם מספר גדול יותר של כוכבים. במישור המוקד המשותף לשלושת המכשירים המדעיים ימוקמו 106 רכיבי CCD, עם יותר ממיליארד פיקסלים סה"כ.

המטעד של גאיה, שמשקלו הכולל הוא כ-710 ק"ג, יכלול שלושה מכשירים עיקריים:

  1. אסטרו (ASTRO) - מכשיר האסטרומטריה ימדוד במדויק מיקום זוויתי של כוכבים בעלי בהירות נראית 7.5 עד 20. על ידי שילוב המדידות של כל כוכב על פני תקופה של 5 שנים, ניתן יהיה לקבוע את הפרלקסה שלו ולכן את מרחקו ואז גם לתרגם את מהירות תנועתו הזוויתית של על פני השמים למהירות קווית. מיקומים של כוכבים עד בהירות 10 ימדדו בדיוק של 7 מיליוניות שניית (או מיקרושניות) קשת, בדיוק של 12-24 מיקרושניות עבור כוכבים עד בהירות 15 ובדיוק שינוע בין 100 ל-300 מיקרושניות קשת עבור כוכבים עד בהירות 20, כתלות בצבע הכוכב. כתוצאה מכך, המרחק לכ-20 מיליון כוכבים ימדד בדיוק של כ-1%, ולכ-200 מיליון כוכבים - בדיוק העולה על 10%. מרחקים אל כוכבים במרכז הגלקסיה, המרוחק כ-30,000 שנות אור מהשמש, ימדדו עם שגיאה שלא תעלה על 20% [7]. בממוצע, דיוק המדידה של גאיה יהיה טוב פי 200 מזה של היפרכוס. כמו כן ניתן יהיה למדוד מהירות משיקית של כ-40 מיליון כוכבים עם שגיאה קטנה מ-0.5 ק"מ לשנייה.
  2. מכשיר פוטומטריה שמאפשר מדידת התפלגות אור של כוכבים בתחום אורכי הגל 320 עד 1000 ננומטר. שני הפוטומטרים (אדום וכחול) המרכיבים את המכשיר יאפשרו קביעת תכונות כגון טמפרטורה אפקטיבית, כבידה, מתכתיות והרכב כימי של כוכבים[5].
  3. ספקטרומטר מהירות רדיאלית (RVS) ישמש למדידת מהירות רדיאלית של עצמים שמימיים על ידי מדידת ספקטרה ברזולוציה גבוהה (R=11500). המהירות הרדיאלית תתקבל ממדידת היסט הדופלר של קווי סידן בתחום אורכי הגל 847-874 ננומטר.

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]