郭紅鋒

蓋亞太空望遠(yuǎn)鏡是歐洲航天局（ESA）于2013年12月19日發(fā)射到距地球150萬(wàn)千米的拉格朗日L2點(diǎn)進(jìn)行探測(cè)工作的空間望遠(yuǎn)鏡。

蓋亞太空望遠(yuǎn)鏡包括有史以來(lái)最強(qiáng)大的望遠(yuǎn)鏡和成像系統(tǒng)，其目的是做精細(xì)天體測(cè)量。它的目標(biāo)是獲得銀河系里各類星體的高精確信息，包括恒星、褐矮星、太陽(yáng)系以外的行星軌道以及附近的小行星等。它將觀測(cè)銀河系中約10億顆恒星的位置和運(yùn)動(dòng)，繪制迄今最精確的銀河系三維天圖，還將測(cè)量每顆恒星的亮度、溫度和化學(xué)成分等，希望能回答科學(xué)家關(guān)心的有關(guān)銀河系起源和演化等問(wèn)題。

拉格朗日點(diǎn)L2

拉格朗日點(diǎn)L2點(diǎn)是太陽(yáng)與地球引力的5個(gè)平衡點(diǎn)之一，在日地連線地球的外側(cè)。由于日地平均距離1.5億千米，約比地球到L2點(diǎn)距離（150萬(wàn)千米）遠(yuǎn)100倍;太陽(yáng)直徑（1392000千米）約為地球直徑（12800千米）的109倍，故通過(guò)三角計(jì)算可以知道，太陽(yáng)照射地球的本影到不了L2點(diǎn)，但半影區(qū)很大。也就是說(shuō)，在L2點(diǎn)看太陽(yáng)是食分很大的環(huán)食，因此工作在這里的望遠(yuǎn)鏡受太陽(yáng)輻射很少，受環(huán)境影響很小，是絕佳的太空觀測(cè)點(diǎn)。

圖1

蓋亞望遠(yuǎn)鏡及其測(cè)量系統(tǒng)

蓋亞望遠(yuǎn)鏡的主要部件見(jiàn)圖2，按照?qǐng)D2從上到下的順序，其部件和名稱見(jiàn)表1。

表1

蓋亞望遠(yuǎn)鏡有效載荷部分由兩架望遠(yuǎn)鏡、焦平面儀器和相關(guān)電子

設(shè)備組成。

2 個(gè)望遠(yuǎn)鏡計(jì)劃在 5 年內(nèi)對(duì)每個(gè)目標(biāo)觀測(cè)大約 70 次，以獲得其精確位置、距離、運(yùn)動(dòng)和亮度變化等信息。

蓋亞望遠(yuǎn)鏡還包含 3 個(gè)焦平面的探測(cè)設(shè)備：

1. 天文測(cè)量?jī)x，測(cè)量視星等為 5.7～20 等之間恒星的角位置;

2. 天文光度儀，可測(cè)量視星等為 5.7～20 等恒星發(fā)出的320～1000納米譜段的光譜，藍(lán)色和紅色分光光度計(jì)用來(lái)確認(rèn)恒星狀態(tài)，如表面溫度、質(zhì)量、年齡、組成元素等;

3. 徑向速度光譜儀，獲得高分辨率光譜以測(cè)定天體徑向速度，徑向速度的測(cè)量對(duì)于修正視線方向加速度非常重要。

蓋亞望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)異之處還在于它搭載了一個(gè)超級(jí)相機(jī)系統(tǒng)，具有驚人的“10億像素陣列”，被喻為“蓋亞之眼”，是歐空局打造的高精度數(shù)字成像系統(tǒng)，擁有前所未有的成像質(zhì)量和觀測(cè)分辨率。

蓋亞的超級(jí)相機(jī)不是為了拍攝天體的真實(shí)照片。相反，它收集的是對(duì)天體位置、運(yùn)動(dòng)、距離和顏色等非常精確的測(cè)量數(shù)據(jù)。每隔6小時(shí)，蓋亞的天空測(cè)繪儀就會(huì)圍繞整個(gè)天球掃描一個(gè)360度的狹長(zhǎng)地帶，每隔幾個(gè)月就會(huì)覆蓋整個(gè)天空。計(jì)算機(jī)會(huì)在幾秒鐘內(nèi)，自動(dòng)檢查出這些切片中恒星的圖像，然后用這些圖像的位置來(lái)預(yù)測(cè)這些恒星何時(shí)何地可以被蓋亞的主要科學(xué)儀器記錄。

在蓋亞每次探測(cè)的過(guò)程中，它都會(huì)先對(duì)目標(biāo)進(jìn)行多次拍攝。每一次的拍攝都會(huì)讓蓋亞收集到該恒星的參數(shù)信息。這些信息收集完成之后就不斷地傳送到地面數(shù)據(jù)庫(kù)?？茖W(xué)家通過(guò)蓋亞太空望遠(yuǎn)鏡的數(shù)據(jù)，可以計(jì)算出該恒星在宇宙中的運(yùn)動(dòng)軌跡，繪制銀河系的三維空間圖，并揭示星系的組成結(jié)構(gòu)、形成以及未來(lái)的演化。

蓋亞望遠(yuǎn)鏡的測(cè)量方案

蓋亞望遠(yuǎn)鏡的測(cè)量方案采取三角視差法測(cè)量，這種測(cè)量方式是從不同方向的兩點(diǎn)觀察同一物體。對(duì)同一個(gè)物體，兩條視線與兩個(gè)點(diǎn)之間的連線可以形成一個(gè)等腰三角形，根據(jù)這個(gè)三角形頂角的大小，就可以知道這個(gè)三角形的高，也就是物體距觀察者的距離。

同樣道理，天文學(xué)家為了測(cè)量恒星的距離，最基本的方法也是采用三角視差法。因?yàn)楹阈请x我們非常遙遠(yuǎn)，在地球上測(cè)量恒星的距離用的基線是地球圍繞太陽(yáng)轉(zhuǎn)動(dòng)的軌道直徑。觀察者從地球上繞日軌道直徑的兩端看到同一顆恒星，會(huì)發(fā)現(xiàn)在遙遠(yuǎn)的恒星背景中有微小的方向差（稱視差角），這種跟隨地球一年才能觀察到的恒星在視覺(jué)方向的微小差別被稱為周年視差。測(cè)量到恒星的周年視差角就可以計(jì)算得到恒星離我們的距離。早期的測(cè)量精度有限（在角秒的量級(jí)），只能測(cè)量較近的恒星（大約幾光年遠(yuǎn)），所以用這種方法獲得的恒星距離信息很少。

圖4

考考你

人們常說(shuō)：沒(méi)有做不到的，只有想不到的。面對(duì)浩瀚宇宙無(wú)窮的奧秘，你想到了什么？

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