Die Vermessung der Milchstraße: Hipparcos, Gaia, SIM Vorlesung von Ulrich Bastian ARI, Heidelberg Sommersemester 2004

Gliederung Populäre Einführung I: Astrometrie Populäre Einführung II: Hipparcos und Gaia Wissenschaft aus Hipparcos-Daten I Wissenschaft aus Hipparcos-Daten II Hipparcos: Technik und Mission Astrometrische Grundlagen Hipparcos Datenreduktion Hauptinstrument Hipparcos Datenreduktion Tycho Gaia: Technik und Mission Gaia Global Iterative Solution Wissenschaft aus Gaia-Daten Sternklassifikation mit Gaia SIM und andere Missionen

Gaia: Mission und Technik

Eine kurze Geschichte der Gaia-Mission Erster Vorschlag eines Hipparcos-Nachfolgers an ESA (“Roemer”) Astrometrie bei 10 Mikrobogensekunden als strategisches ESA-Ziel 1995 Der Name Gaia, die Grundzüge des heutigen Konzepts 1995 Wissenschaftl. Tagung “future astrometry in space” (Cambridge UK) Weitere Projekte werden vorgeschlagen (DIVA, FAME, LIGHT, Jasmine) 1997/99 Machbarkeitsstudie 2000 ESA (SPC) beschließt Gaia als “Cornerstone”-Mission im September ESA-Finanzkrise, Bestätigung von Gaia im Juni, starke Verbilligung 2002/03 Die weiteren Projekte (DIVA etc.) entfallen 2003/04 Technische Detailstudien, Konzeptverfeinerungen

Technische Studien (2002-04) zwei parallele System-Studien: Astrium und Alenia/Alcatel Entwicklung von CCD/Fokalebene: Astrium + e2v – erste CCDs hergestellt SiC Hauptspiegel: Boostec – Spiegel-Prototyp in Produktionsphase hochstabile optische Bank: Astrium + TPD Delft – in der Testphase an-Bord Datenverarbeitung: Astrium-D – Prototyp im Aufbau Optimierung des Radialgeschwindigkeits-Instruments: MSSL/Paris Obs. Missionsplanung: ESOC weitere Studien: FEEPs, Datenübertragung, Entfaltung der Sonnensegel, Fokussierungs-Mechanismus, Labor-Verifikation/Kalibration, Aktive Optik

Future schedule, I 2001-04: Phase A technical preparatory study: study of critical items identified during concept study objective: confidence in technology, cost, schedule end 2004: scientific and technical reports 2005-2006: Phase B detailed design Formation of scientific consortium 2006-2010: Phase C/D construction Preparation of data reduction 2010-2012: Launch and start of data reduction Official ESA program: “not later than 2012” ESA DSci target date: mid 2011 Project and community target: end 201

Future schedule, II (assuming launch in mid 2010) 2010: Cruise to L2, Commissioning, initial calibration 2010: Start of science operations after about 100 days, immediately after L2 Lissajous orbit insertion 2015/16: End of science operations 2018/20: Publication of end results (star catalogues)

Zeitplan 2000 2004 2008 2012 2016 2020 Durchführ barkeits- und Technologie-Studie ESA SCI 2000(4) Genehmigung der Mission Konzeptänderung: Ariane  Soyuz Entwicklung der Technologie Entwurf, Bau, Test Start Flug nach L2 Angenommener Beginn der Phase B2 Beobachtungen Auswertung Frühe Daten Katalog

Projekt-Organisation ESA Industrie - ESOC - ESTEC - Wissenschaft Prime Contractor Orbit Project Scientist (s. nächste Seite) Sub-Contractors Operations Project Manager Project Team Test Facilities

Organisation of scientific work Working groups: about 150 European ‘core’ and ‘associate’ members

Wissenschaftliche Organisation Gaia Science Team: 13 Mitglieder, berät ESA in allen Aspekten des Projekts, organisiert wiss. Arbeitsgruppen Wissenschaftliche Arbeitsgruppen: 16 Gruppen befassen sich mit Nutzlast, speziellen Objekten, Datenauswertung 220 Wissenschaftler sind mit unterschiedlichen Beiträgen in den Arbeitsgruppen aktiv Aktivitäten der Wissenschaftler: regelmäßige Zusammenkünfte des Gaia Science Teams, bzw. der Arbeitsgruppen: ~20 pro Jahr (2002 bis 2004) Schriftl. Berichte aus den wissenschaftlichen Arbeitsgruppen: ~250 pro Jahr Entwicklung von Simulationen, Algorithmen, Genauigkeitsmodellen, Datenstrukturen usw. Politik der Datenverteilung: endgültiger Katalog ~2018/20 Zwischenkataloge je nach Missionsfortschritt Besondere Beobachtungen (Supernovae etc.) sind sofort verfügbar keine Besitzrechte an den Daten

GAIA Science Team (GST) Frederic Arenou (Meudon) Coryn Bailer-Jones (MPIA, Heidelberg) Ulrich Bastian (ARI, Heidelberg) Erik Hoeg (Copenhagen) Andrew Holland (Leicester) Carme Jordi (Barcelona) David Katz (Meudon) Mario Lattanzi (Torino) Floor van Leeuwen (Cambridge) Lennart Lindegren (Lund) Xavier Luri (Barcelona) Francois Mignard (Nice) Michael Perryman (Project Scientist, ESA) Nationen: 3 F, 2 G, 2 E, 2 GB, 1 S, 1 DK, 1 I, 1 ESA

Die teuren Komponenten des Projekts Satellit - ESA Instrument(e) - ESA Start - ESA Betrieb - ESA Gesamtkosten ESA derzeit ca. 440 MEuro Input Catalogue - entfällt Datenreduktion - Mitgliedsländer; Konsortien noch zu bilden (2005/6) Schätzung der Gesamtkosten: 80 Meuro ???

Wissenschaft und Technik

Funktionsweise Grundprinzipien: Genau wie Hipparcos Technik: Völlig anders Wesentliche Unterschiede durch: Erfahrungen aus Hipparcos 20 Jahre allgemeiner technischer Fortschritt - eine Menge guter Ideen im Detail. z.B. Attitude-Steuerung / Nominal Scanning Law: Winkel zur Sonne 50 Grad (Hipparcos 43) Rotationsgeschwindigkeit 60”/s (Hipparcos 168.75”/s) Rotationsperiode 6 h (Hipparcos 2.13 h) Präzessionsperiode 70.24 d = 1/5.2 a (Hipparcos 57 d = 1/6.4 a) - z.B. Basiswinkel 99.4 Grad (Hipparcos 58 Grad)

An-Bord-Detektion Anforderungen: unvoreingenommene Himmelskartierung Erstellung eines Himmelskatalogs mit 0.1 Bogensekunden Winkelauflösung bis zur Helligkeit V~20 Lösung: An-Bord-Detektion von Sternen: kein Eingabe-Katalog oder Beobachtungsprogramm gute Nachweisempfindlichkeit bis V~21 mag gute Zuverlässigkeit, auch bei sehr hohen Sterndichten Nebenbei werden nachgewiesen: Veränderliche Sterne (Bedeckungsveränderliche, Cepheiden, usw.) Supernovae: 20,000 Microlensing Ereignisse: ~1000 photometrisch; ~100 astrometrisch Objekte in Sonnensystem, einschl. erdnaher Asteroiden und Kuiper-Gürtel-Objekte

Gaia: Vollständigkeit, Empfindlichkeit,Genauigkeit Helligkeits-Grenze Vollständigkeit Überbelichtungsgrenze Anzahl der Messobjekte Effektive Reichweite Quasare Galaxien Genauigkeit Breitband-Photometrie Mittelband-Photometrie Radialgeschwindigkeiten Beobachtungsprogramm 12 mag 7,3 – 9,0 mag ~ 0 mag 120 000 1 kpc (100 pc) keine ~ 1 Millibogensekunde 2 Farben (B und V) nur ausgewählte Sterne 20 mag ~ 20 mag ~ 3 – 7 mag 26 Millionen bis V = 15 250 Millionen bis V = 18 1000 Millionen bis V = 20 100 kpc (10 kpc) ~ 5 × 105 106 – 107 4 Mikrobogensekunden bei V = 10 10-15 Mikrobogensekunden bei V=15 200-300 Mikrobogensek. bei V=20 5 Farben bis V = 20 11 Farben bis V=20 ca. 1 km/s bis V = 17 Vollständig, ohne Vorauswahl 3

5-year accuracies, in as Astrometric Accuracy 5-year accuracies, in as (2002 values; not quite up to date; latest estimates slightly higher)

( precise estimate ) ( guess )

Satellit: Schematische Ansicht

Satellit und Rakete reine ESA Mission Masse: 1700 kg (Nutzlast 800 kg) Startzeitpunkt: 2010-2012 Lebensdauer: 5 Jahre Trägerrakete: Soyuz Umlaufbahn: L2 (Erde-Sonne) Bodenstation: Perth oder Madrid Datenrate: 1 Mb/s ( = 3 Mb/s * 8 h/Tag ) Masse: 1700 kg (Nutzlast 800 kg) Energiebedarf: 2000 W (Nutzlast 1200 W)

Stationierung im Erde-Sonne Langrange-Punkt L2 Sun Earth 1.5x106 km (Wahre Entfernungsverhältnisse) Nicht genau im L2, denn dort herrscht nahezu totale Sonnenfinsternis! Wähle eine Bahn, die in der Nähe des L2 verläuft, den Erdschatten vermeidet, und nur geringe Korrekturmanöver benötigt.

Bahn eigentlich instabil, halbjährliche Manöver um mm/s nötig. Kenntnis der Bahn auf ca. 1 mm/s notwendig !

Nutzlast und Teleskop Rotationsachse SiC Hauptspiegel 1.4  0.5 m2, 106° Basiswinkel Überlagerung der Gesichtsfelder SiC Ringstruktur Kombinierte Fokalebene (CCDs) Version 2002 Basiswinkel- Kontrollsystem

Astro-Teleskop Version 2002

Gaia M1 mirror demonstrator after sintering (more info see next page)

Gaia M1 mirror demonstrator after sintering The two Gaia primary mirrors will each be 1.4 m x 0.5 m, constructed from Silicon Carbide, and will be the largest off-axis mirrors to be produced featuring such a large deviation from spherical shape. A demonstrator model is currently under development led by EADS Astrium, with the French company Boostec responsible for the mirror blank and the optical bench manufacturing. In the image above Claude Thomas (Boostec) holds the Gaia M1 demonstrator after sintering at the Boostec premises in Tarbes, France. The back of the mirror is facing the viewer. The two thick horizontal struts are for mounting the mirror on its support structure. The next stage is for the demonstrator model to be ground and polished to the required finish, and for the reflective coating to be applied. Finally, the model will undergo a series of space qualification tests. Image courtesy of Michel Bougoin (Boostec). (Taken from „picture of the week“ column on the Gaia home page at ESTEC)

Attention! (strange scale) Scanning

Astrometrische Fokalebene Gesamtgesichtsfeld: - Fläche: 0.6 Quadratgrad - Größe: 75  60 cm2 - Anzahl der CCDs: 110+70 - Größe der CCDs: 4500 x 1966 pixels Astrometric Sky Mapper (ASM): - erfasst alle Objekte bis 20 mag - unterdrückt “cosmics” Astrometric Field (AF): - Pixelgröße: 10  30 m2 - Fensterfläche: 6  12 Pixel - Löschrate: 15 MHz - Ausleserate: 30 kHz - Gesamtrauschen: 6e- - Belichtungszeit: 3.3 s Broad-Band Photometer (BBP): - 5 Farben Optisches Zentrum des ASTRO Felds # 1 Optisches Zentrum des ASTRO Felds #2 Mechanisches Zentrum Änderungen 2004: Alle CCDs gleich groß; nur 4 BBP-Bänder Sternbewegung

CCDs = charge-coupled devices ROA = read-out amplifier (read-out node), ROR = read-out register (serial register), SR = summing register, CIS = charge injection structure, TDI = time delay integration (drift-scan mode)

Basic structure and workings of a CCD 1

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Binning of pixels into „samples“

Gaia Astro CCDs; Eigenschaften Typical photon flux for stars of different spectral types at V =15 GAIA bandpass V =15 4500 * 1966 pixel zu je 10 * 30 mikrometer = 45 mm * 59 mm

Strahlungsschäden und „charge injection structure“ Verringerung der Quantenausbeute, wellenlängenabhängig Verschiebung des Spektralbereichs Erhöhung des Dunkelstroms Vergrößerung der Pixel-zu-Pixel-Variationen Entwicklung einer Asymmetrie im Ladungstransport (deferred charges) Ursache: „traps“ Abhilfe: „charge injection structure“

Überbelichtete Sterne ( G < 12 oder so ) Entweder: Beugungsspitzen zur Ausmessung verwenden Oder: „gates“ zur Helligkeitsreduktion CCD (DIVA image)

Autonomie I Sonnensensor -> Grobattitude Ziemlich kleiner Sternkatalog an Bord (vermutlich) Aus allen CCD-Daten des Star Mappers: Sternbilder detektieren Aus Vergleich mit Star Mapper Transits: genauere Attitude Aus Zeitunterschied Star Mapper - Astro Field: Scanrate sehr genau Aus Scanrate und Star-Mapper-Bildern: - Voraussage AF1; Bestätigung/Verwerfen des Bilds; FoV-Zuweisung - Voraussage AF2-11: Ausschneiden von „Fenstern“ aus den CCD-Daten Aus Abweichung der Attitude vom NSL: Strahlkraft der FEEPs immer wenn 5‘ oder +/- 1 mas/s überschritten werden voraussschauend Anmerkung: Attitude-Steuerung evtl. mit kontinuierlich arbeitenden Gasdüsen statt mit FEEPs. Die FEEPs sind noch nicht für Langzeiteinsatz qualifiziert.

Autonomie II Für hellere Sterne andere Fenster (windows); im BBP etwas größere Fenster

Solar System Objects: Detection Principles Sky Mapper Astrometric Field …….. ASM1 ASM2 AF1 AF2 AF3 AF11 Star 0.22  0.89 arcsec2 2.2  1.3 arcsec2 Detection Confirmation Planet Goal: solar-system object detection down to V = 20 mag Typical motion: 300 arcsec/h = 1.2 arcsec in 15 s Gaia’s sensitivity at 20 mag: 0.27 mas/s = 0.9 arcsec/h Confirmation in following field of view (sometimes; 99 min later)

Bahnbestimmung auf 1 mm/s, Teil I 1.5 mm/s / 30 km/s = 0.5 10-7 Falls rein gravitative Bewegung: Bahnbestimmung auf gleiche relative Genauigkeit nötig: 0.5 10-7 * 150 Mill km = 7.5 km Ohne (unberechenbare) Störungen wäre es ganz leicht, denn: - Kenntnis der Erdbahn: ungefähr 100 m - Genauigkeit eines „ranging“: 20 m (eindimensional) Aber: instabile Bahn, Strahlungsdruck, Sonnenwind, Gas-/Ionendüsen, ... Standardprozedur: - Dopplermessungen alle 10 Minuten, einige Stunden pro Tag - Zwei „rangings“ pro Tag - ergibt im Falle von Gaia (Simulationen!) <1mm/s in 2 Dimensionen, aber nur 2-6 mm/s in Nord-Süd-Richtung Reicht also nicht!

Bahnbestimmung auf 1 mm/s, Teil II Lösungsmöglichkeiten: Mehr Dopplermessungen pro Tag: Kostet fast nix, hilft wenig in Nord/Süd Mehr „rangings: Kostet Messzeit und Geld „DDOR“-Messungen (Doubly Differential One-way Ranging): „DOR“ = VLBI zu einem Satelliten (Differential One-way Ranging) „DDOR“ = das selbe plus simultanes VLBI zu einem Quasar innerhalb 10o Kostet sehr viel Geld. Zwei Riesenantennen gleichzeitig nötig, auf verschie- denen Hemisphären der Erde, wenn‘s in Nord-Süd helfen soll) Astrometrische Beobachtungen des Satelliten von der Erde aus: - 20 mas = 150 m bei 1.5 Mill. km - leicht (Gaia ~ 18 mag), billig (1 min auf einem beliebigen Teleskop) - gibt direkt die beiden problematischen Dimensionen quer zum „ranging“ - genügend hinreichend genaue Referenzsterne liefert Gaia selbst!

GAIA spectrophotometry and radial velocities High resolution spectra for: - 3rd component of space motion - perspective acceleration - stellar abundances, rotation velocities - all objects down to about V=17.5 Medium band photometer for: - classification of all objects - physical parametrization of stars Teff, log g, [Fe/H], [/H], A()

Messverfahren für Radialgeschwindigkeiten 1°×1° (3600×3600 Pixel) Pixelgröße 20 µm CCD Teleskop Kamera-Optik Dispersionsgitter 120 Pixel/s Abtastrate Kollimator Höhe eines Spektrums 307 Pixel Sternfeld 1°×1° Rotation F3 Riese S/N = 7 (Einzelmessung) S/N = 130 (integriert über die gesamte Mission) Version 2002

Spectro telescope and spectrograph Spectro telescope: f = 2.3 m, aperture 0.56 m * 0.45 m, TMA-type RVS Spectrograph Version 2002 ! Version 2004: All-reflective Offner-type spectrograph, R=11500, 848-874 nm = 694 pixel, 0.0374 nm/pixel 10 * 2 CCDs, 800*1965 pixels, texp=12s, tTDI=15ms, pixel size 10mm * 15mm = 897mas * 1345 mas

RVS-Spektren in einem dichten Sternfeld (schematisch): 700 pixel Scan-Richtung 

Effect of temperature: A to M stars Ca II spectra Effect of temperature: A to M stars

Effect of temperature: A to M stars A3 Ia G2 Ib M2 Iab 850 855 860 865 870 875 (nm) l

Effect of metal abundance in G stars

Three types of CCDs: blue, red, Astro 2002

GAIA photometric systems 1X CCD1b CCD2 2B 6*Ag CCD3 Broad Band Photometer (BBP) astrometric chromaticity correction space for 4 bands (??? presently 2004) classification, Teff, extinction Medium Band Photometer (MBP) astrophysical parameters determination space for up to 16 bands Both photometric systems are still under development

Photometric Accuracies and Diagnostics F33 B45 B63 B82 Photometric system (above): prelim. optimised for astrophys. diagnostics Photometric accuracy assessment (top right): photon noise, sampling, CCD response, etc. single transit + mission average (100 transits) Astrophysical diagnostics (right):  reddening, Teff, [Ti/H], [M/H], etc. Teff = 3500 K (3 filter combinations) single transit mission average

Medium-Band Photometer (MBP) RVS 40 CCDs in 4*5 „strips“ und 2 „rows“, Belichtungszeit je 12 s, je 800 * 1965 Pixel, Gesamtgesichtsfeld 3.2 Grad * 1.5 Grad. 91 FoV transits / 5 Jahre, „sampling“ ist kompliziert und unterschiedlich. Verwendung der einzelnen CCDs nächste Seite.

MBP Verwendung: (red boxes)

Noch ein paar kleine Anmerkungen zur Technik Mechanische Stabilität: 1 m * 10mas = 50 pm = 0.05 nm über ca. 12 Stunden notwendig. Passiv erreichbar; zur Sicherheit Basic-Angle Measuring Device (Interferometer) Thermische Stabilität: 70 mK über ca. 12 Stunden notwendig. Nur passiv erreichbar! Sehr stabile elektrische Versorgung und absolut konstante Energieverbrauchs- verhältnisse notwendig (z.B. Senden ohne Bodenkontakt, Auslesen ohne Sterne) Mechanische Steifheit und Stärke: Satellit und Nutzlast müssen Raketenstart überleben, und trotzdem leicht sein. Datenrate: 3 Mbit/s aus 1.5 Mill. km Entfernung, mit einigen Dutzend Watt Sendeleistung. Richtantenne ohne bewegte Teile nötig; große Antenne am Boden nötig.

Und eine historische Anmerkung: Gaia war ursprünglich ein Interferometer, DIVA und FAME ebenfalls! Rot: Maximale astrometrische Information, bei gegebener Gesamtausdehnung der Eintrittsapertur Blau: Maximale astrometrische Information pro telemetriertem Datenbit, bei gegebener Gesamtausdehnung der Eintrittsapertur (Achtung, die beiden Kurven sind nicht maßstäblich zueinander passend! Sie sollen nur die jeweilige Form der beiden beteiligten Funktionen zeigen.)

Simulationen: Hardware, Betriebsmodi, Daten, Auswerteverfahren, ... Ganz wichtiger und großer Anteil eines jeden derartigen Projekts !

FEM results: slowest eigenmode

FEM results: stress analysis Stress levels are compatible with silicon carbide strength: Maximum Hoffmann stress for 20 g axial: 174 Mpa (allowable 300 Mpa) Maximum Hoffmann stress for 15 g lateral: 215 Mpa (allowable 300 Mpa) The design gives satisfactory stress levels, that may be further reduced in detailed design phases Also to be managed: heavy vibration spectrum, and sound levels up to 170 dbA Stress distribution 20g axial Stress distribution 15g lateral

Preliminary Thermal performance 1580 mm 1400 mm CCD dissipation = 35 W PEM dissipation = 135 W FPA SiC structure thickness = 5 mm Cold radiator surface = 2 m² Cold radiator thickness = 2 mm Cold radiator emissivity = 0.9 Hot radiator surface = 0.6 * 0.78 m Hot radiator emissivity = 0.9 PEM radiator T° = 267K (OK) CCD mean T° = 163 K (OK) CCD T° gradient = 3.4K (OK) Exch. Flux (CCD/PEM) = 15W Exch. Flux (Cold rad/ shield) = 2W Heat rejected by cold rad = 50 W 165 162 158

Gaia Simulation Working Group (SWG) Overall structure CORE TEAM Coordination Maintenance & development of common toolbox Ensure that mission needs are covered GASS TEAM Simulated Telemetry GIBIS TEAM Simulated images Specific simulations

Simulation of astrometric reduction and performance

Simulation of radial-velocity reduction and performance

Status of GaiaGrid deployment ESTEC ESRIN CESCA Barcelona

Gaia Grid 2nd Phase (possible scenario) Lund ESTEC Cambridge ULB ARI Meudon Genève OATo CNES? OCA UB ESAC

Data Access Analysis on GaiaGrid GridAssist Node Shell Task GridAssist Node Shell Task GridAssist Node Shell Task Globus Protocol GDAAS Query Interface Core Processing GDAAS DB Gaia Simulator Barcelona