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Missing Link: Wie die ESA-Sonde Gaia die Astronomie revolutioniert

Seit anderthalb Monaten ist der zweite Datensatz des Weltraumteleskops Gaia öffentlich. Die Daten revolutionieren die Astronomie, aber wenige bekommen es mit.

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Missing Link: Gaia und die übersehene Revolution der Astronomie

Künstlerische Darstellung der Gaia-Sonde im All

(Bild: ESA/ATG medialab – ESO/S. Brunier)

Weitgehend unbemerkt von der Öffentlichkeit spielt sich derzeit eine Revolution in der Astronomie ab. Verantwortlich ist die Raumsonde Gaia und die Veröffentlichungspraxis ihrer Daten. Damit rollt die ESA-Sonde die Astronomie neu auf. So richtig los ging es erst Ende April mit der Veröffentlichung des 2. Datensatzes (Gaia Data Release 2, DR2), einem riesigen 3D-Himmelsatlas. Allein im Mai sind rund 100 Arbeiten mit direktem Gaia-Bezug eingereicht worden. Auch wenn noch viel mehr zu erwarten ist, lohnt eine Einordnung und ein erster Blick auf Gaia.

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Über den Autor

Alderamin bloggt auf Scienceblogs über eines seiner liebsten Hobbys – die Astronomie. In jüngster Zeit schreibt er viel über die Revolution, die die Veröffentlichung des zweiten Gaia-Datensatzes bedeutet.

Alderamins Blog Alpha Cephei

Gaia wurde konstruiert, um mehr als eine Milliarde Sternpositionen (Fachbegriff: Örter), Sternfarben sowie Entfernungen und Geschwindigkeiten für möglichst viele Objekte präzise zu messen. Diese Vermessung des Himmels wird als Astrometrie bezeichnet.

Visualisierung der Parallaxe (die roten Punkte sind ferne Quasare, die quasi fix stehen)

(Bild: James Davenport )

Die Bestimmung der Entfernung eines Sterns beruht darauf, dass sein Ort sich um einen kleinen Winkel vor dem Hintergrund fernerer Sterne verschiebt, während die Erde im Laufe des Jahres die Sonne umkreist. Dieser Winkel wird als Parallaxe bezeichnet. Wer den Zeigefinger vor der Nase positioniert und ihn abwechselnd mit dem linken und rechten Auge anvisiert, beobachtet den gleichen Effekt. Je kleiner die Parallaxe eines Sterns ist, desto weiter ist er entfernt. Die Parallaxe von Fixsternen ist so klein, dass sie in Bruchteilen von Bogensekunden gemessen wird. Eine Bogensekunde ist der 3600. Teil eines Winkelgrads, etwa der Sehwinkel einer Eurocent-Münze aus 3500 Metern Entfernung.

Eine Parallaxe von einer Bogensekunde für den Radius der Erdbahn entspricht einer Entfernung von 3,26 Lichtjahren, auch 1 parsec oder 1 pc genannt (Parallaxensekunde). Der allernächste Stern, Proxima Centauri, ist bereits 1,3 pc entfernt. Der Anspruch an Gaia ist, Sternörter, jährliche Parallaxen und die Eigenbewegung von Sternen auf 10 Millionstel Bogensekunden genau zu messen, entsprechend dem Sehwinkel einer Centmünze auf dem Mond!

Dazu verwendet Gaia zwei identische Teleskope, die in zwei um einen festen Basiswinkel von 106,5° versetzte Richtungen schauen und deren Bilder in der gemeinsamen Fokusebene der Teleskope überlagert werden. Sternörter werden relativ zueinander gemessen und durch den großen Winkelabstand lassen sich Örter in weit getrennten Himmelsabschnitten direkt miteinander vergleichen, sodass sich Messfehler nicht über größere Distanzen summieren. Die Teleskope verfügen über rechteckige Hauptspiegel mit 1,45 m × 0,5 m Öffnung und besitzen eine Brennweite von 38 m, bei einer Baugröße des Satelliten von nur 4,60 m Höhe und 2,30 m Durchmesser. Im Fokus des Teleskops befindet sich ein gewaltiges 97 × 42 cm messendes Array von 106 hochempfindliche CCD-Sensoren mit je 4500 × 1966 Pixeln – insgesamt 938 Megapixel auf dem größten Sensorfeld, das je in den Weltraum geschossen wurde.

Um 500 Sternörter pro Sekunde zu messen, verwendet man ein geniales Verfahren: Man lässt die Sonde innerhalb von 6 Stunden langsam rotieren, wobei die Teleskope senkrecht zur Drehachse nach außen schauen, so dass die von ihnen abgebildeten Sterne langsam über die CCDs driften. CCDs werden ausgelesen, indem die von den Lichtquanten freigesetzten Ladungsträger entlang der CCD-Pixelspalten zum Rand hin verschoben werden, wo die Ladung zu einem digitalen Helligkeitswert gewandelt wird. Die Gaia-CCDs werden synchron zur Drift der abgebildeten Sterne ausgelesen. Das heißt, während die Ladung Pixel für Pixel durch die CCD-Spalten geschoben wird, fällt das Licht des Sterns weiter auf diese Pixel, so dass das Abbild eines Sterns während des Auslesens belichtet wird. Eine bordinterne Atomuhr sorgt für eine mit dem Auslesen absolut synchrone Rotation der Sonde.

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