Quelltext der Seite Gaia (Raumsonde)

{{Infobox Sonde
| Bild = Maquette de Gaia salon du Bourget 2013 DSC 0191.JPG
| Bildunterschrift = Gaia-[[Weltraumteleskop]]
| nssdc_id = 2013-074A
| Missionsziel = Sammlung astrometrischer Daten
| Betreiber = {{Esa}}
| Hersteller = [[Astrium|EADS Astrium]]
| Traegerrakete = [[Sojus (Rakete)#Sojus ST-A/B in Kourou|Sojus-ST]] mit [[Fregat]]-Oberstufe
| Startmasse = 2030 kg
| Instrumente = 2 Teleskope, komplexe Kamera mit astrometrischem Feld, 2 Photometer, Spektrograph
| Startdatum = 19. Dezember 2013, 9:12 [[Koordinierte Weltzeit|UTC]]
| Startrampe = [[Centre Spatial Guyanais]], [[ELS (Startrampe)|ELS]]
| Enddatum = 
| Verlauf = {{ZL|Typ=Start|Datum=19. Dezember 2013|Text=Start}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=8. Januar 2014|Text=Einschwenken in Orbit um L<sub>2</sub>}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=18. Juli 2014|Text=Kalibrierung und Vermessung der Pole}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=25. Juli 2014|Text=Erste Wissenschaftsdaten}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=15. August 2014|Text=Ausweitung auf den gesamten Himmel}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=15. Juli 2019|Text=Nominales Missionsende}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=16. Juli 2019|Text=Großes Korrekturmanöver}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=31. Dezember 2020|Text=Ende 1. Verlängerung}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=31. Dezember 2022|Text=Ende 2. Verlängerung}}
{{ZL|Typ=Marke|Datum=31. Dezember 2025|Text=Ende 3. Verlängerung}}
{{ZL|Typ=Pfeil|Datum=Januar bis April 2025|Text=Kaltgas voraussichtlich aufgebraucht}}
}}
'''Gaia''' ist ein [[Weltraumteleskop]] der [[Europäische Weltraumorganisation|Europäischen Weltraumorganisation]] (ESA), das den gesamten Himmel hochgenau dreidimensional optisch [[Durchmusterung|durchmustert]]. Es ist spezialisiert auf Objekte der [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]] 3 bis 21, weshalb die hellsten [[Stern]]e am Nachthimmel wie zum Beispiel [[Sirius]] oder [[Alpha Centauri]] nicht erfasst werden. Rund ein Prozent der Sterne der [[Milchstraße]] werden dabei [[Astrometrie|astrometrisch]], [[Photometrie|photometrisch]] und [[Astrospektroskopie|spektroskopisch]] mit bisher unerreichter Genauigkeit erfasst. Neben der genauen dreidimensionalen Position wird durch wiederholte Beobachtung auch die Bewegungsrichtung des Objekts bestimmt. Bei Objekten mit einer Magnitude von 16 oder heller wird zusätzlich das [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektrum]] analysiert, woraus sich [[Radialgeschwindigkeit]], [[Spektralklasse]], Temperatur, tatsächliche [[Leuchtkraft]] und weitere Daten ermitteln lassen.

Die Gaia-Mission ist der wissenschaftliche Nachfolger der [[Hipparcos]]-Mission der ESA (1989–1993) und soll letztlich bis zu 200-mal genauer die Positionen bestimmen, 10.000-mal mehr Objekte untersuchen und 100.000-mal mehr Daten produzieren als die Vorgängermission. Die Raumsonde befindet sich hierfür auf einer [[Lissajous-Orbit]] um den Sonne-Erde-[[Lagrange-Punkte|Lagrange-Punkt]] L<sub>2</sub>.

Der Name ''Gaia'' war ursprünglich ein [[Akronym]] für „'''G'''lobales [[Astrometrie|'''A'''strometrisches]] [[Interferometer|'''I'''nterferometer]] für die [[Astrophysik|'''A'''strophysik]]“.<ref name="dw_20131219" /><ref>Gaia-FAQ auf den ESA-Webseiten, https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/Frequently_Asked_Questions_about_Gaia</ref> Er bezog sich auf die ursprünglich für dieses [[Teleskop]] geplante Technik der optischen [[Interferometrie]].<ref name="Prusti" /> Der Name wurde beibehalten trotz des im Laufe der Planungen geänderten Messprinzips, jedoch wurde die Schreibweise von ''GAIA'' auf ''Gaia'' geändert. Der Name ist auch eine Anlehnung an die Erdmuttergöttin [[Gaia (Mythologie)|Gaia]] der griechischen Mythologie.

Die ESA bestätigte Gaia im Jahr 2000 als priorisierte Mission und gab 2006 den Bau der Raumsonde in Auftrag. Sonde und Nutzlast wurden von europäischen Unternehmen gebaut. Der Start war am 19.&nbsp;Dezember 2013. Die Mission dauerte nominal bis zum 25.&nbsp;Juli 2019, wurde aber vorläufig bis Ende 2025 verlängert. Seit Missionsbeginn wurden drei Kataloge veröffentlicht: [[Gaia DR1]] mit 1,1 Milliarden Objekten, [[Gaia DR2]] mit 1,7 Milliarden Objekten und [[Gaia EDR3]] mit 1,8 Milliarden Objekten. Weitere erweiterte und verbesserte Kataloge sind angekündigt. Alle veröffentlichten Daten sind in einer [[Datenbank]] über das Internet für die Allgemeinheit zugänglich.

== Wissenschaftliche Ziele ==
Die hochpräzise Vermessung von Himmelsobjekten erfordert eine ungestörte Beobachtung. Beobachtungen von der Erde aus unterliegen vielen Störquellen, beispielsweise Erschütterungen des Teleskops durch [[Richterskala|Mikrobeben]] oder Verzerrungen durch die Brechung des Lichts an den Luftschichten, Turbulenzen der Erdatmosphäre, Veränderungen der Messwerte durch Temperaturschwankungen, Luftdruckänderungen, Luftfeuchtigkeit, Beobachtungswinkel, Dunst, Wolken etc. Nur vom Weltall aus sind Beobachtungen mit der gewünschten Präzision möglich.<ref name="Prusti2" />

Die Positions- und [[Parallaxe]]ngenauigkeit wird nach den Modellen für helle Sterne ([[G-Band-Magnitude]]&nbsp;< 15) besser als 25&nbsp;µas (Mikro[[Winkelsekunde|bogensekunden]]) sein und bei den schwächsten Sternen (bei G&nbsp;= 20) je nach Spektralklasse auf rund 300&nbsp;µas abfallen.<ref name="CosmosEsa" /> Letzterer Wert ist immer noch besser als die bisher genauesten Messungen an sehr hellen Sternen (500 bis 2000&nbsp;µas, durchgeführt im Rahmen der Hipparcos-Mission).<ref name="CosmosEsa" /> Nach Abschätzungen im Vorfeld der Mission sollte Gaia in den folgenden Größenordnungen Objekte finden und mit Daten beschreiben:
* Mehr als 1 Milliarde Objekte bis zu einer Magnitude von 20 werden im Mikrobogensekundenbereich vermessen und ihre Magnitude und Farben bestimmt.
* Für die hellsten 100 bis 200&nbsp;Millionen Sterne bis zu einer Magnitude von 16 soll Gaia zusätzlich gut aufgelöste [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektren]] liefern, aus denen Radialgeschwindigkeit, Temperatur, Oberflächengravitation und chemische Zusammensetzung bestimmt werden können.<ref name="CosmosEsa" />
* Bis zu einer Million [[Asteroid]]en und [[Komet]]en innerhalb des [[Sonnensystem]]s.<ref name="UniHeidelberg" />
* 10.000–50.000 [[Exoplanet]]en außerhalb des Sonnensystems.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/28890-objectives/ |titel=Objectives |hrsg=ESA |abruf=2018-03-19 |sprache=en}}</ref>
* 50.000 [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]].<ref name="Bailer-JonesCoryn" />
* Mehrere hunderttausend [[Weißer Zwerg|Weiße Zwerge]].
* Über 20.000 [[Supernova]]e.<ref name="BelokurovVasily" />
* Hunderttausende [[Aktiver galaktischer Kern|aktive Galaxien]] und 500.000 [[Quasar]]e.<ref name="ClaeskensJean-Francois" />

=== Milchstraße ===
[[Datei:ParallaxV2.svg|mini|hochkant=1.3|Prinzip der [[Sternparallaxe]]: Durch die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne verschiebt sich ein naher Stern vor dem entfernten Hintergrund im Halbjahresrhythmus (hier stark übertrieben)]]
Die Gaia-Mission will den Ursprung und die Entwicklung der [[Milchstraße]] aufklären. Dazu soll Gaia mit bis dahin unerreichter Genauigkeit die Positionen, Entfernungen ([[Parallaxe]]n) und Bewegungen ([[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegungen]], [[Radialgeschwindigkeit]]en) von ungefähr einer Milliarde der über 100&nbsp;Milliarden Sterne der Milchstraße bestimmen.<ref name="Esa2" /> Jeder Stern wurde während der nominalen Missionsdauer etwa 70-mal erfasst. Dies waren durchschnittlich 40&nbsp;Millionen Sternbeobachtungen pro Tag. Aus den Bewegungen der Sterne und deren Abschattung durch Staub- und Gaswolken will man neue Erkenntnisse über die Verteilung von stellarer Materie, von [[Interstellare Materie|interstellarer Materie]] und [[Dunkle Materie|Dunkler Materie]] gewinnen.<ref name="Prusti2" />

Parallaxen können mit Gaia bis zur 20.&nbsp;[[Scheinbare Helligkeit|Größenklasse]] bestimmt werden. Für Sterne bis zur 15.&nbsp;Größenklasse können Entfernungen in der Nähe des [[Galaktisches Zentrum|Zentrums der Milchstraße]] (8&nbsp;kpc) noch auf etwa 20 Prozent genau bestimmt werden.

=== Sternentwicklung ===
Neben Informationen über die Struktur und Entwicklung der Milchstraße erhofft man sich von diesen Daten neue Erkenntnisse über den inneren [[Sternaufbau|Aufbau]], die [[Sternentstehung|Entstehung]] und Entwicklung von [[Stern]]en. Durch Ermittlung genauerer Positionsdaten und Entfernungen kann die absolute Leuchtkraft der einzelnen Sterne deutlich genauer als bisher bestimmt werden. Die von Gaia gesammelten Messdaten sollen Informationen darüber liefern, wo, wann und wie die Sterne entstanden sind und wie sie ihre Umgebung mit Materie anreichern, wenn sie sterben. Durch Ermittlung von Spektren und Bewegungsrichtungen lassen sich Gruppen von Sternen finden, die ein ähnliches Alter, ähnliche Zusammensetzung und einen gemeinsamen Ursprung haben.<ref name="Prusti2" />

=== Veränderliche Sterne ===
Die wiederholten Messungen erlauben eine computergestützte Erfassung von [[Pulsationsveränderlicher Stern|veränderlichen Sternen]] wie [[Cepheiden]] und [[RR-Lyrae-Stern]]en mit zusätzlichen Daten und Spektren. Außerdem werden unerwartete photometrische Veränderungen wie z.&nbsp;B. durch [[Okkultation]]en<ref name="Prusti2" />, [[Gravitationslinseneffekt|Gravitationslinsen]] oder durch Supernovae erfasst und zeitnah veröffentlicht.

=== Doppelsterne und Mehrfachsterne ===
Die Mission soll zahlreiche Doppel- und Mehrfachsterne auflösen und deren Verständnis verbessern. Die Schwingungen von nicht aufgelösten [[Doppelstern]]en, die die Parallaxenmessungen und Bewegungsmessungen überlagern, können dazu genutzt werden, solche Systeme aufzuklären. Periodische photometrische Veränderungen werden erfasst und analysiert.<ref name="Prusti2" />

=== Exoplaneten ===
Die Beobachtungen erlauben die Erfassung von [[Exoplanet]]en mit Massen ähnlich wie Jupiter und mehrjährigen Umlaufzeiten anhand der Bewegungen des Sterns um das gemeinsame Baryzentrum, einschließlich Bestimmung der Massen. Der Übergangsbereich zwischen großen Exoplaneten und Braunen Zwergen wird genauer bestimmt.<ref name="Prusti2" />

=== Sonnensystemobjekte ===
Gaia erfasst alle Objekte am Himmel, außer solche mit einer sehr hohen [[Scheinbar (Astronomie)|scheinbaren]] Geschwindigkeit von mehr als 15&nbsp;mas/s. Bewegungen werden vor allem in [[Scanrichtung]] erfasst. Starke Bewegungen quer zur Scanrichtung bewirken, dass das Objekt während des Belichtungszeitraums aus dem [[Scanfenster]] herauswandert und als fehlerhafte Messung verworfen wird.<ref name="FabriciusBastian" /> Da Gaia aber im Verlauf der Mission in unterschiedlichen Richtungen scannt, gibt es die Möglichkeit, dasselbe Objekt in einem günstigeren Winkel zu erfassen. Die vergleichsweise starke Bewegung von Objekten des Sonnensystems (''Solar System Objects,'' SSO) bewirkt, dass sie auf dem Sensor nicht punktförmig, sondern langgezogen erscheinen.

==== Hauptgürtelasteroiden ====
Die Planeten des Sonnensystems sind zu groß und meistens zu hell, um von Gaia erfasst zu werden. Asteroiden und Kometen sind gut für die Erfassung geeignet, und Gaia wird für viele dieser Objekte sehr präzise Bahndaten ermitteln. Gaia wird auch neue Objekte finden, die sich weit von der Ebene der Ekliptik oder innerhalb der Erdbahn befinden. Das Gaia-Projekt gibt Meldungen („Science Alerts“) aus, damit die gefundenen Objekte durch erdbasierte Beobachtungen weiterverfolgt werden können und genügend Beobachtungen gemacht werden, damit die Bahndaten präzise genug berechnet werden können und die Objekte nicht wieder verloren gehen. Für Objekte, die sich während der Beobachtungsphase gegenseitig nähern, führt Gaia Massenberechnungen durch. Es wird erwartet, dass die meisten gefundenen Objekte Hauptgürtelasteroiden sind.<ref name="Prusti2" />

==== Erdnahe Objekte ====
Insgesamt wird die Vermessung von mehreren tausend [[Erdnahes Objekt|erdnahen Objekten]] (Near-Earth Objects, NEOs) erwartet, sowohl Asteroiden als auch Kometen. Da Gaia Objekte von einer anderen Perspektive als von der Erde aus erfasst, können auch manche Objekte vermessen werden, die von der Erde aus kaum beobachtbar sind, weil sie von der Sonne überstrahlt werden. Gaia soll so auch Objekte innerhalb der Erdumlaufbahn finden. Die Vermessung von Bahnstörungen wird die Berechnung der Masse von ungefähr 150 Asteroiden ermöglichen.<ref name="MignardFrancois" />

==== Kuipergürtelobjekte ====
Die meisten Objekte des [[Kuipergürtel]]s sind zu lichtschwach für eine Erfassung, aber die größten Objekte werden gefunden. 2009 waren etwa 800 Objekte im Kuipergürtel bekannt. [[Transneptunisches Objekt|Transneptunische Objekte]] und [[Zentaur (Asteroid)|Zentauren]] sind im Allgemeinen sehr lichtschwach, sodass nur ungefähr 65 davon bekanntermaßen heller als 20&nbsp;mag und 138 heller als 21&nbsp;mag sind. Gaia kann entsprechend nur wenige neue dieser Objekte finden, aber auch solche in Richtung der Milchstraße, die schwer zu entdecken sind, oder die eine große Bahnneigung haben und sich fern von der Ekliptik befinden. Gaia erkennt unter diesen auch [[Doppelasteroid|binäre Objekte]].<ref name="PetitJean-Marc" />

=== Lokale Gruppe ===
[[Datei:5 Lokale Gruppe (beschriftet).png|mini|Die [[Lokale Gruppe]]&nbsp;– die [[Milchstraße]] und die [[Andromedagalaxie]] sind darin die größten Galaxien]]
Gaias Auflösungsvermögen genügt, um die hellsten Sterne der [[Lokale Gruppe|Lokalen Gruppe]] zu erfassen. Eine Reihe von Nachbargalaxien der Milchstraße wie die [[Andromedagalaxie]] und die [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]] können auf diese Weise untersucht werden. Für entfernte [[Zwerggalaxie]]n werden es nur wenige der allerhellsten Sterne sein, für die benachbarten Galaxien tausende bis Millionen von Sternen. [[Kugelsternhaufen]] und Zwerggalaxien wie [[Fornax-Zwerggalaxie|Fornax]], [[Sculptor-Zwerggalaxie|Sculptor]] und [[Sextans-Zwerggalaxie|Sextans]] werden mit tausenden von Sternen erfasst. Die Interaktion von Galaxien wird erforscht, insbesondere lässt sich erkennen, wie die Milchstraße mit den Magellanschen Wolken wechselwirkt. Sogar Sternbewegungen innerhalb von Zwerggalaxien lassen sich erfassen. Alle diese Beobachtungen sind dazu geeignet, den Einfluss von Dunkler Materie auf die Sternbewegungen festzustellen.<ref name="Prusti2" />

=== Nicht aufgelöste Galaxien und Quasare ===
Gaia soll Millionen entfernter Galaxien erfassen und von ihnen photometrische Daten gewinnen. Die gefundenen [[Quasar]]e sollen als Orientierungspunkte für optische und radioastronomische Bezugssysteme dienen.<ref name="Prusti2" /> Nicht aufgelöst bedeutet, dass diese Objekte aus der Sicht Gaias punktförmige Lichtquellen sind.

=== Astrophysik und Grundlagenforschung ===
Eine mögliche zeitliche Änderung der [[Gravitationskonstante]] ''G'' (genauer: <math>\textstyle\frac{dG/dt}{G}</math>) soll mit einer Genauigkeit von besser als 10<sup>−13</sup>/Jahr erfasst werden. Die relativistische [[Gravitationslinseneffekt|Lichtablenkung]] durch die Schwerkraft der Sonne soll mit einer relativen Genauigkeit von rund einem Millionstel gemessen und die Lichtablenkung durch die Schwerkraft der [[Planet]]en erstmals direkt nachgewiesen werden.<ref name="Prusti2" />

Gaia könnte auch Informationen über die Verteilung [[Dunkle Materie|Dunkler Materie]] in der Galaxie liefern, zum Beispiel gibt es Vermutungen, dass es eine Konzentration in der galaktischen Ebene geben könnte.<ref>Nicola Davis: [https://www.theguardian.com/science/2016/jan/12/dark-matter-physics-dinosaurs-extinction-lisa-randell ''Dark matter and dinosaurs: meet Lisa Randall, America’s superstar scientist.''] In: ''The Guardian.'' 12.&nbsp;Januar 2016 (darin äußert sich Gerry Gilmore von der Gaia-Mission).</ref>

== Kosten ==
Die Kosten für die [[Primärmission]] von den vorläufigen Studien über Start, Bodenkontrolle und Nutzlast bis zum nominalen Ende der Mission im Juli 2019 wurden mit 740 Millionen Euro veranschlagt. Die Sonde selbst kostete 450 Millionen Euro. Nicht enthalten sind Kosten von rund 250 Millionen Euro für das [[Data Processing & Analysis Consortium|DPAC-Konsortium]], das die wissenschaftliche [[Reduktion (Messung)|Datenreduktion]] betreibt. Diese Kosten wurden von den beteiligten Ländern und Instituten aufgebracht, nicht von der ESA. Mitglieder des DPAC kommen aus 20 europäischen Ländern: Belgien, Dänemark, Deutschland, Estland, Finnland, Frankreich, Griechenland, Irland, Italien, Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Slowenien, Spanien, Schweiz, Schweden, Tschechien, Ungarn, Vereinigtes Königreich, außerdem aus Algerien, Brasilien, Israel und den Vereinigten Staaten. Die ESA leistet aber einen bedeutenden Beitrag für DPAC mit der Bereitstellung des zentralen Daten- und Rechenzentrums [[Europäisches Weltraumastronomiezentrum|ESAC]] in Villafranca del Castillo bei Madrid.<ref name="ESA3" />

== Industriebeteiligung ==
Im Februar 2006 beauftragte die ESA die Firma [[Astrium|EADS&nbsp;Astrium]], heute Teil von [[Airbus Defence and Space]], mit dem Bau von Gaia. Am 11.&nbsp;Mai 2006 wurde der Bauvertrag für Gaia zwischen der ESA und Astrium unterzeichnet.<ref name="esa.int" />

Für Entwicklung und Bau der Sonde und der Nutzlast wurde Astrium als Generalunternehmen gewählt. Die Nutzlast wurde unter der Verantwortung von Airbus&nbsp;DS in [[Toulouse]] gebaut, das mechanische Servicemodul von Airbus&nbsp;DS in [[Friedrichshafen]] und das elektrische Servicemodul von Airbus&nbsp;DS in [[Stevenage]]. Es gab ungefähr 80 Verträge mit 50 Unternehmen aus 15 europäischen Staaten; drei wurden mit Unternehmen in den USA abgeschlossen. Ungefähr 2500 bis 3000 Menschen waren an dem Projekt beteiligt.<ref name="ESA3" />

== Raumfahrzeug ==
[[Datei:Schema-gaia de.png|mini|Schematischer Aufbau der Sonde Gaia mit Versorgungseinheit und Nutzlast (Details unter [[#Instrumente|Instrumente]])]]
Die Sonde besteht aus drei wesentlichen Teilen: Sonnenschild, [[Satellitenbus|Versorgungseinheit]] und [[Nutzlast]]. Über dem Sonnenschild befindet sich ein zylindrischer Aufbau, der die Versorgungseinheit und die Nutzlast beherbergt.

=== Sonnenschild ===
[[Datei:Gaia construcción de la sonda espacial en la Agencia Especial Europea.jpg|mini|Endmontage 2013, der Sonnen&shy;schild entfaltete sich nach der Abtrennung von der Trägerrakete]]
Die nahezu kreisförmige Anordnung von [[Solarzelle]]n und „Sonnenschirm“ beherrscht das hutähnliche äußere Erscheinungsbild von Gaia. Der Sonnenschild besteht aus zwölf breiten Streben, zwischen denen sich beim Entfalten des Schildes 48 dreieckige Flächen aufspannten.<ref name="astrium" /> Die Sonde ist 3-Achsen-stabilisiert und tastet durch ihre langsame Rotation den durch das Gesichtsfeld laufenden Himmel kontinuierlich ab. Nutzlast und Versorgungseinheit liegen während des wissenschaftlichen Betriebs stets im kühlenden Schatten des „Sonnenschirms“. Mit entfaltetem Sonnenschild hat Gaia einen Durchmesser von 10&nbsp;m.<ref name="ESA4" />

Gaia ist passiv gekühlt, es gibt keine Radiatoren oder Kühlelemente. Gaia kühlt sich nur durch Wärmeabstrahlung soweit ab, dass sie im Gleichgewicht mit der allgemeinen Umgebungsstrahlung ist. Die durchschnittliche Sonneneinstrahlung beträgt ca. 1361&nbsp;W/m<sup>2</sup>. Im Oktober 2014 verursachten Sonnenflecken eine messbare Verminderung der Sonnenstrahlung um circa 3&nbsp;W/m<sup>2</sup> und eine Abkühlung des Sonnenschilds um 0,15&nbsp;[[Grad Celsius|°C]].<ref name="CosmosEsa2" /> Jahreszeitliche Veränderungen des Sonnenabstands führen zu einer Veränderung der Sonnenstrahlung um ±3,4 % und zu einer Temperaturänderung von ±1,2&nbsp;°C; die tägliche Rotation verursacht eine periodische Temperaturänderung von 2&nbsp;°C im Bereich der Antenne. Am 6.&nbsp;November 2015 verursachte ein Mond[[durchgang]] für ungefähr 10 Stunden eine Abkühlung von circa 1,5&nbsp;°C. Die thermische Trägheit des Systems und die Isolationsmaßnahmen bewirken, dass ein Monddurchgang keine merkliche Auswirkung auf die Temperaturen der Messinstrumente hat.<ref name="CosmosEsa3" />

=== Versorgungseinheit ===
Die Versorgungseinheit befindet sich zwischen Sonnenschild und Nutzlast und enthält wesentliche Komponenten wie Antriebseinheiten, Lagekontrolle, Treibstofftanks, Stromversorgung und Verkabelung, [[Atomuhr]], [[Videoprozessor]]en, Computer, Datenspeicher und Datenübertragungssystem. Um die Sonde stabil und frei von Vibrationen zu halten, hat sie keinerlei bewegliche Teile mit Ausnahme der Ventile für die Triebwerke und der Aktuatoren zur Ausrichtung der Spiegel, die aber während des Wissenschaftsbetriebs inaktiv sind. Die Komponenten der Versorgungseinheit sind auf einem Rahmen aus [[Kohlenstofffaserverstärkter Kunststoff|kohlenstofffaserverstärktem Kunststoff]] montiert.<ref name=":8" /> Teile der Nutzlast, hauptsächlich die elektronischen Komponenten, benötigen eine gewisse Mindesttemperatur und sind deswegen im Bereich der Versorgungseinheit untergebracht. Die Versorgungseinheit hat 3&nbsp;m Durchmesser und 1&nbsp;m Höhe.

=== Nutzlast ===
Die Nutzlast hat einen Durchmesser von ungefähr 3&nbsp;m und eine Höhe von 2&nbsp;m. Die Spiegel für die Teleskope und die Kamera sind an einer ringförmigen Struktur befestigt, dem „Torus“; alle diese Komponenten zusammen bilden im Wesentlichen die Nutzlast. Der Torus besteht aus dem keramikähnlichen [[Siliziumcarbid]], wurde aus 17 einzelnen Teilen zusammengesetzt und bei 1000&nbsp;°C mit einem speziellen Material verlötet. Siliziumkarbid ist sehr fest, sehr hart, leicht und hat eine sehr geringe Wärmeausdehnung sowie eine hohe Wärmeleitfähigkeit. Die Nutzlast wird bei einer Temperatur von rund −110&nbsp;°C betrieben und befindet sich in einem Zelt aus kohlenstofffaserverstärktem Kunststoff und [[Sandwichplatte mit Wabenkern|Aluminiumsandwichplatten]], das die Temperatur im Inneren möglichst konstant halten soll und zugleich als Schutz der Spiegel und der Kamera gegen [[Mikrometeorit]]en, Partikel und Strahlung dient. Das Zelt hat zwei Öffnungen für die Teleskope.<ref name=":7" />

=== Stromversorgung ===
[[Datei:GAIA (14050944939).jpg|mini|Die Sonnenseite des Sonnenschilds mit den Solarpaneelen]]
Die Sonde hat 12,8&nbsp;m<sup>2</sup> große, hocheffiziente Solarpaneele aus Dreischicht-[[Galliumarsenid]]-Zellen. 7,3&nbsp;m<sup>2</sup> sind fest installiert, 5,5&nbsp;m<sup>2</sup> sind am Sonnenschild befestigt und entfalteten sich zusammen mit diesem. Die Paneele sind so dimensioniert, dass sie gegen Ende der Mission auch unter den widrigsten Bedingungen immer noch mindestens 1910 W erzeugen. Während des Starts waren diese Module hochgeklappt. Für die Startphase und den Anfangsbetrieb wurde ein 60-Ah-[[Lithium-Ionen-Akkumulator]] genutzt. Es gibt eine Stromregelung, die dafür sorgt, dass zu keinem Zeitpunkt die maximale Leistungsaufnahme überschritten wird. Da die Sonde dauerhaft im 45°-Winkel zur Sonne betrieben wird, können die Solarmodule im normalen Betrieb nicht ihre maximale Leistung erbringen. Gaia hat eine Gesamtleistungsaufnahme von 1720&nbsp;W, wovon die Nutzlast ungefähr 830&nbsp;W benötigt.<ref name=":8" />

=== Kommunikation ===
Gaia kommuniziert ausschließlich über das [[X-Band]]. Es gibt zwei ungerichtete [[Antennengewinn|Niedergewinn]]-Antennen mit einer Übertragungsrate von einigen [[kbps]] nur für Telemetriedaten an den entgegengesetzten Seiten der X-Achse. Sie können aus jeder Position senden und empfangen und sind für die Startphase und die Notfallkommunikation vorgesehen, falls aus irgendeinem Grund die Hauptantenne nicht eingesetzt werden kann.

Eine übliche Hochgewinn-[[Parabolantenne]] wäre als Hauptantenne für die Datenübertragung zur Erde ungeeignet, da die Drehachse während der Beobachtungsphasen nicht zur Erde zeigt und eine bewegliche Antenne durch Vibrationen die Messergebnisse beeinträchtigen würde. Die wissenschaftlichen Telemetriedaten werden stattdessen durch eine Hochgewinn-[[Phased-Array-Antenne]] (PAA) übertragen, die am Boden des Servicemoduls auf der heißen Seite des Sonnenschilds angebracht ist und einen Antennengewinn von 16,8&nbsp;[[Bel (Einheit)#Definition von Bel und Dezibel|dB]] erzielt. Die Form der Antenne entspricht einem hohlen vierzehnseitigen Pyramidenstumpf. Jede dieser vierzehn Seitenflächen hat zwei Arrays, die jeweils aus sechs Strahlern bestehen. Betrieben werden diese Strahler mit 28 [[Solid State (Elektronik)|Solid-State]]-Verstärkern mit einer Leistung von 59&nbsp;Watt (≈&nbsp;17,7&nbsp;[[Leistungspegel#dBW|dBW]]). Jede dieser Untereinheiten teilt das Signal so auf, dass die [[Phasenverschiebung]] aus allen 14 Untereinheiten zusammengesetzt eine entsprechende Gesamtabstrahlung bewirkt. Die gesamte [[Isotropstrahler|isotrope Abstrahlung]] ist größer als 32&nbsp;dBW für den größten Bereich des Abstrahlwinkels von 30&nbsp;Grad. Das erlaubt eine Datenrate von 8,7 Megabits pro Sekunde für die Übertragung zur Bodenstation.<ref name="sciesaint" />
Die Brutto-Datenrate beträgt 10 Megabit pro Sekunde; hiervon wird ein Teil für [[Fehlerkorrekturverfahren|Fehlerkorrektur]] gebraucht. Die Antenne wird außerdem für das Nachverfolgen mit den Radioteleskopen der Bodenstationen und für Bahnrekonstruktionsmessungen vom Boden aus genutzt.
{{Positionskarte+|Erde|maptype=relief|width=260|float=right|caption=Positionen der drei Deep-Space-Antennen (DSA) des [[ESTRACK]]-Netzwerks der ESA|places=
  {{Positionskarte~|Erde|lat=-31.0482176|long=116.1914697|position=left|label_size=60|label_color=#FFFFFF|label=New Norcia (DSA 1)|region=AU-WA}}
  {{Positionskarte~|Erde|lat=40.4527824|long=-4.3673627|position=left|label_size=60|label_color=#FFFFFF|label=Cebreros (DSA 2)|region=ES-CL}}
  {{Positionskarte~|Erde|lat=-35.775653|long=-69.3983235|position=left|label_color=#FFFFFF|label_size=60|label=Malargüe (DSA 3)|region=AR-M}}
 }}
Über die Phased-Array-Antenne kann Gaia für ungefähr 8 bis 11 Stunden pro Tag mit jeder der drei Deep-Space-Antennen des [[ESTRACK]]-Netzwerks kommunizieren, während die Sonde im Sichtbereich der jeweiligen Bodenstation ist. Für die Mission wurden im Vorfeld die Empfangskapazitäten der drei 35-Meter-Antennen ausgebaut. Die durchschnittliche [[Downlink]]zeit beträgt ungefähr 8 bis 14 Stunden täglich; damit nutzt Gaia das Netzwerk von allen Missionen am stärksten.

=== Triebwerke und Lagekontrolle ===
Gaia verfügt über zwei unterschiedliche Systeme für Antrieb und Lagekontrolle:

* Gaia hat zwei Mal acht chemische Triebwerke mit je 10 [[Newton (Einheit)|Newton]] Schubkraft, um damit in die [[Lissajous-Orbit|Lissajousbahn]] um [[Lagrange-Punkte|L<sub>2</sub>]] eintreten zu können und um periodisch die Bahn zu korrigieren.<ref name=":6" /> Diese bilden das ''Chemical Propulsion Subsystem'' (CPS) und verwenden die beiden Komponenten [[Distickstofftetroxid]] (NTO) und [[Methylhydrazin]] (MMH).<ref name="ESA5" /><ref name=":7" />

* Der Messbetrieb verlangt eine äußerst präzise Regelung der Lage und der Drehgeschwindigkeit. Zur Feinregelung während des Messbetriebs hat Gaia zwei mal sechs [[Kaltgastriebwerk|Kaltgasdüsen]] mit sehr kleinem variablen Schub von 10 bis 150 Mikronewton an Bord. Diese bilden das ''Micro Propulsion Subsystem'' (MPS) und verwenden [[Stickstoff]] als Druckgas.<ref name=":6" />

Beim Start führte die Sonde ungefähr 400&nbsp;kg chemische Treibstoffe mit und zwei Tanks mit jeweils 28,5&nbsp;kg Stickstoff unter einem Druck von 310&nbsp;bar.<ref name=":8" />

Zur Lagekontrolle gibt es keinerlei bewegliche Teile wie [[Reaktionsrad|Reaktionsräder]] oder [[Kreiselinstrument|Gyroskope]]. Zur Navigation stehen zwei unabhängige A-STR [[Sternsensor]]en<ref>Franco Boldrini: ''Leonardo Star Trackers – Flight Experiences and Introduction of SPACESTAR Product on GEO Platforms.'' 11th ESA Workshop on Avionics, Data, Control and Software Systems, Amsterdam, 17. bis 19.&nbsp;Oktober 2017 (englisch, [https://indico.esa.int/indico/event/182/session/12/contribution/22/material/1/0.pdf PDF]).</ref> im kalten (sonnenabgewandten) Bereich und drei TNO [[Sonnensensor]]en im heißen Bereich zur Verfügung, dazu drei redundante Astrix-120HR-[[Faserkreisel]].<ref name=":7" /> Die Geschwindigkeiten, mit denen die Sterne über die Fokussierebene wandern, ergeben weitere Daten über die Drehgeschwindigkeit und die Lage im Raum. Im Wissenschaftsbetrieb werden nur die Sternsensoren in Verbindung mit den Daten aus der Kamera zur exakten Lagebestimmung verwendet. Die anderen Sensoren dienen der Fehlererkennung und Fehlerkorrektur.
Das System kann unerwartete Lageveränderungen, z.&nbsp;B. durch einen Mikrometeoriteneinschlag innerhalb sehr kurzer Zeit automatisch kompensieren. Gaia kann dabei automatisch zwischen verschiedenen Formen der Lageregelung und zwischen den beiden Antriebsarten wechseln und dabei den Einsatz von Triebwerken und Treibstoff optimieren.<ref name=":7" />

== Instrumente ==
{|
|-
| style="width:50%" |[[Datei:Schéma-gaia.png|300px|rahmenlos]]
* Spiegel von Teleskop 1 (M1, M2, M3)
* Spiegel von Teleskop 2 (M’1, M’2, M’3)
* Die Spiegel M4, M’4, M5, M6 sind weggelassen
Andere Komponenten:
# Torus, ein Ring aus Siliziumkarbid
# Kühlradiator
# Elektronik der Fokussierebene
# Stickstofftanks
# Prismen für das Spektroskop
# Treibstofftanks
# Startracker
# Telekommunikationsteil und Batterien
# Hauptantrieb
| style="width:50%" | [[Datei:M4-au-plan-focal.png|300px|rahmenlos]]
Zusammengeführter Lichtpfad der Teleskope, Aufbau der Fokussierebene und der Instrumente:<br />Durch die Rotation der Sonde streichen die Bilder in der Fokussierebene von rechts nach links mit einer Geschwindigkeit von 60 Bogensekunden pro Sekunde.<ref name="focalplane" />
# Einfallendes Licht von Spiegel M3
# Einfallendes Licht von Spiegel M’3
# Fokussierebene mit Detektoren für das astrometrische Instrument in hellblau, Photometer für blaues Licht in dunkelblau, Photometer für rotes Licht in rot. Spektrometer für Radialgeschwindigkeit (Dopplermessung der Calcium-Linien) in rosa
# Spiegel M4 und M’4, die die beiden Lichtwege kombinieren
# Spiegel M5
# Spiegel M6, der die Fokussierebene beleuchtet
# Optik und Prismen für die Ermittlung der Radialgeschwindigkeit (RVS)
# Prismen für das blaue (BP) und rote (RP) Photometer
|}

=== Teleskope ===
Gaia trägt drei wissenschaftliche Hauptinstrumente, die gemeinsam von zwei [[Spiegelteleskop]]en mit weit voneinander getrennten Gesichtsfeldern am Himmel versorgt werden. Die Teleskope sind [[Drei-Spiegel-Anastigmat]]e nach [[Korsch-Teleskop|Korsch]] als [[Schiefspiegler]] gebaut<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration |Hrsg=European Space Agency and Gaia Data Processing and Analysis Consortium |Titel=Gaia Data Release 1; Documentation release 1.2 |Datum=2017-12-18 |Seiten=19–20 |Online=[https://gaia.esac.esa.int/documentation/GDR1/pdf/GaiaDR1_documentation_1.2.pdf gaia.esac.esa.int] |Format=PDF |KBytes=32300}}</ref> und haben rechteckige, 38&nbsp;kg schwere [[Hohlspiegel|konkave]] Primärspiegel der Größe 145&nbsp;cm&nbsp;×&nbsp;50&nbsp;cm (M1, M’1). Die [[Konvexspiegel|konvexen]] Sekundärspiegel (M2, M’2) sind 35&nbsp;cm&nbsp;×&nbsp;16&nbsp;cm groß. Von dort trifft das Licht auf die beiden konkaven Tertiärspiegel (M3, M’3) der Größe 65&nbsp;cm&nbsp;×&nbsp;28&nbsp;cm. Diese lenken das Licht auf die beiden flachen Kombinierer-Spiegel M4 und M’4 mit den Abmessungen 19&nbsp;cm&nbsp;×&nbsp;7&nbsp;cm, die das Licht beider Teleskope kombinieren und weiterleiten auf M5. Von dort aus gelangt es über M6 auf die Fokussierebene. M5 und M6 sind flach und haben eine Größe von 55&nbsp;cm&nbsp;×&nbsp;34&nbsp;cm.

Alle zehn Spiegel bestehen aus gesintertem [[Siliziumkarbid]] und haben eine hochreflektierende, geschützte Silberoberfläche. Die Teleskope haben eine Brennweite von 35&nbsp;m. Die beiden Sekundärspiegel haben [[Aktuator]]en, die die Spiegel in einem Bereich von 5° bewegen können, diese waren jedoch nur während der Kalibrierungsphase und im Anschluss an eine Heizperiode im Betrieb. Alle Instrumente schauen auf dieselben um 106,5° getrennten Himmelsabschnitte, die von je einem der beiden Teleskope abgebildet werden. Die beiden Gesichtsfelder sind etwa 1,4°&nbsp;×&nbsp;0,7° groß, überdecken am Himmel also etwa die vierfache Fläche der Sonnen- bzw. Vollmondscheibe.<ref name=":1" />

Die Spiegelrohlinge stammen von Boostec aus [[Bazet]] in Frankreich. Gesintertes Siliziumkarbid ergibt beim Schleifen keine glatten Oberflächen; nach dem vorläufigen Schliff wurden die Spiegel deswegen von [[Schunk Group|Schunk Kohlenstofftechnik]] in [[Heuchelheim (Hessen)|Heuchelheim]] in einem speziellen Prozess mit einer zusätzlichen Lage Siliziumkarbid beschichtet.<ref name="sciesaint2" /> Siliziumkarbid hat eine [[Mohs-Härte]] von 9,6, die nahe an die von Diamant heranreicht; die Endbearbeitung war entsprechend sehr zeitaufwendig. Die Spiegel wurden auf eine Präzision von 10&nbsp;nm geschliffen, außerdem mussten sich die Spiegel beider Seiten sehr ähnlich sein. Die beiden Primärspiegel wurden von [[Sagem]] bei Paris geschliffen, die beiden M2- und M4- sowie M5- und M6-Spiegel von AMOS in [[Lüttich]], Belgien, die beiden M3-Spiegel von [[Carl Zeiss (Unternehmen)|Carl Zeiss]] Optronics in [[Oberkochen]], Deutschland. Die Spiegel wurden schließlich von Sagem mit Silber beschichtet, mit Ausnahme der beiden M3-Spiegel, die von Zeiss fertiggestellt wurden.<ref name=":1" />

=== Kamera ===
[[Datei:Gaia-plan-focal.png|links|mini|hochkant=1.2|SM = Skymapper<br />AF = Astrometric Field<br />BP = Blue Photometer<br />RP = Red Photometer<br />RVS = Radial Velocity Spectrograph<br />WFS = Wave Front Sensor<br />BAM = Basic Angle Monitor]]
Das Licht von beiden Teleskopen fällt auf eine gemeinsame Fokussierebene. Dort werden die Objekte gemeinsam von einem Feld von insgesamt 106 hochempfindlichen [[CCD-Sensor|CCD-Detektoren]] mit einer Abmessung von 6&nbsp;cm&nbsp;×&nbsp;4,7&nbsp;cm und einer Auflösung von je 4500&nbsp;×&nbsp;1966&nbsp;[[Pixel]] erfasst.<ref name="cosmosesa3" /> Zusammen haben die Sensoren rund eine Milliarde Pixel; dies ist die höchstauflösende jemals im Weltraum betriebene Kamera. Die CCDs erfassen Wellenlängen von 330–1050&nbsp;nm, also zusätzlich in Bereichen im [[Ultraviolettstrahlung|Ultravioletten]] und im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]], die über das [[Photopisches und skotopisches Sehen|Wahrnehmungsvermögen]] des menschlichen Auges von ca. 400–760&nbsp;nm hinausgeht. Die CCDs sind auf einer 20&nbsp;kg schweren Platte aus Siliziumkarbid von der Größe 1,0&nbsp;m&nbsp;×&nbsp;0,5&nbsp;m montiert.<ref name="sciesaint3" />

==== Astrometrie ====
Die beiden Reihen von je 7 Skymapper-CCDs erkennen, welches Objekt von welchem Teleskop stammt. Die Skymapper-CCDs werden komplett ausgelesen, Objekte erkannt, grob nach Helligkeit klassifiziert und die Größe der Beobachtungsfenster festgelegt. Bereits bei der anfänglichen Verarbeitung der CCD-Daten wird eine starke Datenreduktion vorgenommen, indem schwarze Pixel, nicht punktförmige oder lichtschwache Objekte mit einer Magnitude von höher als ca. 20,7 bei der Weiterbearbeitung ignoriert werden. Die relevanten Objekte werden als Minibild mit einigen umgebenden Pixeln ausgeschnitten, ihre Position vermerkt, mit einem Zeitstempel versehen und einzeln weiterverarbeitet. Jedes so erkannte Objekt muss bei der nächsten Messung im ersten astrometrischen Feld AF1 bestätigt werden. Wird dort kein Objekt zu der berechneten Zeit an der entsprechenden Stelle erkannt, so wird das Objekt verworfen. Auf diese Weise werden Artefakte durch Weltraumstrahlung und geladene Partikel frühzeitig aussortiert.

Ein Feld von 62 dieser CCD-Detektoren in einem 7×9-Raster registriert die Himmelsobjekte mehrfach. Das Detektorfeld erfasst die Sternpositionen am Himmel mit einer Präzision von teilweise besser als 30&nbsp;µas (Mikro[[Winkelsekunde|bogensekunden]]).<ref name="youtube1" /> Unter Berücksichtigung aller Messungen wird am Ende der Mission ein Parallaxenfehler erwartet, der z.&nbsp;B. für einen Stern der Klasse M6V mit einer Helligkeit von 15&nbsp;mag bei 9&nbsp;µas liegt.<ref name="CosmosEsa" /> Die Genauigkeit soll damit gegenüber der Vorgängermission Hipparcos um einen Faktor 20 bis 50 höher liegen. (Siehe auch: Abschnitt [[#Probleme|Probleme]].) Über die Messung der [[Parallaxe]] lässt sich die Entfernung bestimmen. Durch die mehrfache Vermessung von Sternen während der Lebensdauer der Sonde sind die [[Winkelgeschwindigkeit]]en von Sternbewegungen ableitbar.

Das Instrument misst die [[G-Band-Magnitude]] im Wellenbereich zwischen 330 und 1050&nbsp;nm, in dem einerseits die Spiegel reflektieren und andererseits die Sensoren empfindlich sind. Die beobachtete Helligkeit zusammen mit der berechneten Entfernung und der spektroskopisch ermittelten Spektralverschiebung ermöglicht die Bestimmung der tatsächlichen [[Leuchtkraft]] eines Objekts. Zur Kalibrierung der Spektrometrie und der Photometrie waren die meisten der bisher üblichen Vergleichssterne, z.&nbsp;B. die der [[Polsequenz]], ungeeignet, da sie zu hell sind; einige stellten sich inzwischen sogar als Doppelsterne heraus. Für die Mission wurden daher ca. 200 neue lichtschwächere Vergleichssterne verschiedener Spektraltypen gesucht, die den [[Initial Gaia Source List#Gaia Spectrophotometric Standard Star Catalog (SPSS)|Gaia Spectrophotometric Standard Star Catalog]] (SPSS) bilden. Es ist möglich, dass mit fortschreitender Beobachtung manche davon wieder gestrichen werden, weil es sich um Doppelsterne oder leicht veränderliche Sterne handelt. Für Gaia EDR3 wurden 100.000 Vergleichssterne verwendet. Die endgültige Liste der Vergleichssterne wird erst am Ende der Mission feststehen.

Zwei CCDs ''(BAM)'' dienen der konstanten Messung des Grundwinkels von 106,5° zwischen den beiden Teleskopen. Zwei Laserstrahlen arbeiten dabei als Interferometer. Ein Laser dient dabei als Backup und zur Bestätigung der korrekten Funktion. Für eine exakte Positionsbestimmung ist die Kenntnis von minimalen Abweichungen des Grundwinkels nötig. Die beiden Sensoren wurden außerdem zur Strahlungsmessung herangezogen.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/cosmic-ray-detections-on-gaia-ccds |titel=Cosmic Ray detections on Gaia CCDs – Cosmos |hrsg=ESA |abruf=2018-12-01 |sprache=en}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=Ralf Kohley |Titel=Cosmic rays on BAM CCDs data delivery note |TitelErg=GAIA – DE – TN – ESAC – RKO – 033 |Hrsg=ESAC |Datum=2015-03-17 |Sprache=en |Online=https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/1658422/GAIA-DE-TN-ESAC-RKO-033_issue_1_rev_0_%28Cosmic_rays_on_BAM_CCDs_data_delivery_note%29.pdf/|Format=PDF |KBytes=14600}}</ref> Die beiden [[Hartmann-Shack-Sensor|Wave-Front-Sensoren]] sollen die optische Qualität der beiden Teleskope überwachen und sicherstellen, dass beide Teleskope optimal fokussiert sind.<ref name="Prusti2" />

==== Photometrie ====
Gaia hat zwei Photometer. 14 CCD-Detektoren in zwei Reihen messen Helligkeit und Farben in einem breiten Wellenlängenbereich. Die erste Reihe von sieben CCD-Detektoren für das blaue Photometer (BP) verwendet ein [[Prisma (Optik)|Prisma]] und deckt den ''blauen'' Wellenlängenbereich 330 bis 680&nbsp;nm ab. Die zweite Reihe von CCD-Detektoren für das rote Photometer (RP) benutzt ein anderes Prisma und deckt den ''roten'' Wellenlängenbereich 640 bis 1050&nbsp;nm ab. Das spektrale [[Auflösungsvermögen]] liegt zwischen 15&nbsp;nm und 60&nbsp;nm und ist vergleichsweise gering, sodass man hier üblicherweise nicht von „Spektren“ spricht, sondern von [[Spektrophotometrie]].

Die zentrale Aufgabe dieser Photometriemessungen ist es, jeden einzelnen der eine Milliarde von Gaia beobachteten Sterne charakterisieren zu können, d.&nbsp;h., dessen [[Temperatur]], Oberflächengravitation und [[Metallizität]] zu messen.<ref name="ArxivOrg" /> Diese Eigenschaften der Sterne sind (neben ihrer Position, Entfernung und Geschwindigkeit) wichtig, um z.&nbsp;B. Rückschlüsse auf die Sternentstehungsgeschichte der Milchstraße zu ziehen. Außerdem kann die Photometrie dazu genutzt werden, Sterne von anderen Himmelsobjekten wie Asteroiden, Galaxien oder Quasaren zu unterscheiden. Photometrische Daten sind für eine farbkorrigierte Berechnung der Helligkeit und zur Korrektur der übrigen Messungen nötig. Durch Rot- oder Blauverschiebung des Spektrums kann ein Objekt einen veränderten Helligkeitswert haben, weil dadurch ein Teil des Spektrums außerhalb des Empfindlichkeitsbereichs der Sensoren liegt. Die beiden Photometer liefern eigene Magnitude G<sub>BP</sub> und G<sub>RP</sub>.

Da die Spektren auf dem Sensor relativ viel Fläche einnehmen, können nicht alle Objekte bei jedem Transit photometrisch gemessen werden. Überlagerungen von mehreren Objekten spielen eine größere Rolle, sodass im Allgemeinen nicht jeder Beobachtung eine Photometrie zugeordnet werden kann. Es gibt eine entsprechende Prozedur, die sicherstellt, dass Überlagerungen entsprechend behandelt werden.<ref>{{Literatur |Autor=M. Riello, F. De Angeli, D. W. Evans, G. Busso, N. C. Hambly, M. Davidson, P. W. Burgess, P. Montegriffo, P. J. Osborne, A. Kewley, J. M. Carrasco, C. Fabricius, C. Jordi, C. Cacciari, F. van Leeuwen, G. Holland. |Titel=Gaia Data Release 2; Processing of the photometric data. |Hrsg=A&A |Nummer=616, A3 |Datum=2018 |DOI=10.1051/0004-6361/201832712}}</ref>

==== Spektroskopie ====
Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer (RVS) benutzt dasselbe kombinierte Gesichtsfeld wie das astrometrische und das photometrische Instrument. Es arbeitet mit zwölf CCD-Detektoren, die [[Linienspektrum|Linienspektren]] der Sterne aufnehmen, aus denen sich die Geschwindigkeiten der Sterne entlang der Sichtlinie ableiten lassen. Zusammen mit den beiden Photometern wird eine genaue Klassifikation vieler der beobachteten Objekte möglich sein. Die Messung der [[Radialgeschwindigkeit]]en von vielen Sternen ist notwendig zur Erreichung der wissenschaftlichen Ziele der Gaia-Mission. Nur mit solchen gemessenen Radialgeschwindigkeiten lassen sich etwa Modelle des [[Gravitationspotential]]s der Milchstraße oder der Sternentstehungsgeschichte experimentell einschränken.

Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer hat mit 11500 ein weitaus höheres spektrales [[Auflösungsvermögen]] als die Photometer, deckt jedoch nur einen kleinen Wellenlängenbereich von 845 bis 872&nbsp;nm ab. In diesem Wellenlängenbereich zeigen Sterne charakteristische [[Absorptionslinien]] des sogenannten [[Calcium]]-Tripletts im Bereich von 849,8, 854,2 und 866,2&nbsp;nm. Das hohe Auflösungsvermögen ermöglicht es, die Wellenlängen dieser drei Calcium-Absorptionslinien zu messen, sodass ein Vergleich der Wellenlängen mit Laborwerten erlaubt, die Radialgeschwindigkeit des Sternes über den [[Doppler-Effekt]] zu bestimmen. Das Triplett kann außerdem für die Einordnung in die [[Spektralklasse]] und die Ermittlung von Eisen- und Titangehalt ausgewertet werden.

Möglich ist diese spektroskopische Messung für Objekte, die heller als Magnitude 17 sind. Aufgrund des hohen Auflösungsvermögens ist das Radialgeschwindigkeitsspektrometer auf die helleren Sterne beschränkt. Voraussichtlich sind etwa 50 bis 100 Millionen Sterne hell genug für das Radialgeschwindigkeitsspektrometer, wohingegen die Photometrie aufgrund ihrer höheren Empfindlichkeit beinahe alle Objekte mit einer Magnitude&nbsp;< 21&nbsp;mag messen kann. Dennoch wird Gaias Radialgeschwindigkeitsspektrometer mit vielen Millionen Sternspektren den zurzeit mit Abstand größten Katalog von Sternspektren liefern.

Gaia hat keine eigene Kalibrierungsmöglichkeit für die Radialgeschwindigkeiten. 1420 Sterne mit gut bekannten Radialgeschwindigkeiten wurden zusammengestellt und bildeten zu Beginn der Mission eine erste vorläufige Liste von Vergleichssternen, den [[Gaia DR2#Catalogue of Radial Velocity Standard Stars (RVSS)|Catalogue of Radial Velocity Standard Stars]] (RVSS). Die zweite Fassung der Liste enthält 4813 Standardsterne, davon werden 2712 zur Kalibrierung und die die restlichen Sterne zur Validierung verwendet.<ref name="CrifoF" /><ref name=":33">{{Literatur |Autor=C. Soubiran, G. Jasniewicz, L. Chemin, C. Zurbach, N. Brouillet |Titel=Gaia Data Release 2 - The catalogue of radial velocity standard stars |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=616 |Datum=2018-08-01 |ISSN=0004-6361 |DOI=10.1051/0004-6361/201832795 |Seiten=A7 |Online=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2018/08/aa32795-18/aa32795-18.html |Abruf=2020-08-28}}</ref>

Das Instrument liefert außerdem eine eigene Magnitude G<sub>RVS</sub>, die aber bis Gaia EDR3 mangels geeigneter Kalibrierung noch nicht veröffentlicht wurde.
=== Sondeneigene Datenverarbeitung ===
Die Beobachtungen benötigen eine sehr präzise Zeiterfassung; diese wird durch eine bordeigene hochstabile 10-MHz-Rubidium-[[Atomuhr]] erreicht. Die Uhr arbeitet weitgehend unbeeinflusst von der Höhe der Eingangsspannung, Temperatur oder Magnetfeld. Jede Messung wird mit einem genauen Zeitstempel versehen. Die [[Consultative Committee for Space Data Systems|CCSDS]]-Standards für die Zeiterfassung wurden eigens für diese Mission in den Picosekundenbereich erweitert. Die Daten verarbeitet ein Computersystem mit einer modularen Architektur, die der Anordnung der Detektoren entspricht. Zur Datenerfassung hat das Datenverarbeitungssystem sieben Videoverarbeitungseinheiten (VPU), eine Einheit für jede Detektorreihe. Jede VPU enthält einen speziellen von Astrium entwickelten CWICOM-Vorprozessor (CCSDS Wavelet Image COMpression ASIC), der hauptsächlich für die schnelle Kompression der Daten und die Generierung der Datenpakete zuständig ist.<ref>{{Internetquelle |url=https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/g/gaia |titel=GAIA – Satellite Missions – eoPortal Directory |abruf=2019-07-22 |sprache=en-US}}</ref> Für den Hauptteil der Verarbeitung ist ein ''SCS750 [[PowerPC]] Board'' von [[Maxwell Technologies]] aus San Diego, USA, verantwortlich.<ref name="DDC" /> Jedes Board hat drei parallel arbeitende [[PowerPC G3|PowerPC-750FX]]-Prozessoren, deren Rechenergebnisse permanent über eine Logik zur automatischen Fehlerkorrektur verglichen werden. Aus Performance-Gründen kommt nicht die strahlungsgehärtete, aber weniger leistungsfähige Variante des Prozessors zum Einsatz. Durch die Weltraumstrahlung bedingte Fehler werden automatisch korrigiert und ein fehlerhaft arbeitender Prozessor wird innerhalb von 1&nbsp;ms neu gestartet, ohne dass laufende Programme beeinträchtigt werden.<ref name="LongdenLarry" /> Jede der sieben VPU hat eine Rechenkapazität von 1000&nbsp;[[Instruktionen pro Sekunde|MIPS]].<ref name="sciesaint4" /> Alle Daten werden ohne Zwischenspeicherung in Echtzeit verarbeitet, und die Sensoren werden synchronisiert in der exakt gleichen Geschwindigkeit ausgelesen, in der die Objekte über die Detektoren wandern. Der Ausfall einer der sieben Videoverarbeitungseinheiten hätte wenig Auswirkung auf die Ergebnisse. Zu Anfang der Mission gab es häufige Resets der VPU; mit einem Update der VPU-Software auf Version&nbsp;2.8 im April 2015 wurde dieses Problem behoben.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration |Hrsg=European Space Agency and Gaia Data Processing and Analysis Consortium |Titel=Gaia Data Release 1; Documentation release 1.2 |Datum=2017-12-18 |Seiten=30 |Online=[https://gaia.esac.esa.int/documentation//GDR1/pdf/GaiaDR1_documentation_1.2.pdf gaia.esac.esa.int] |Format=PDF |KBytes=32300}}</ref>

Für die Speicherung der Ergebnisse gibt es einen gemeinsamen, separat betriebenen 800-Gbit-[[Solid-State-Drive|Solid-State-Massenspeicher]].<ref name="sciesaint5" /> Nach Abzug der Bits für die [[Reed-Solomon-Code|Reed-Solomon-Fehlerkorrektur]] ergibt sich eine effektive Speicherkapazität von 120 Gigabytes.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=595 |Nummer=A1 |Datum=2016 |Seiten=13 |Sprache=en |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf aanda.org] |Format=PDF |KBytes=4900 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272}}</ref> Im Durchschnitt werden täglich 40 Millionen Objekte beobachtet, 400 bis 500 Millionen Messungen durchgeführt und 40&nbsp;GB an Daten produziert. Bei Messungen in der galaktischen Ebene wurden am 28.&nbsp;Februar 2015 sogar 270 Millionen Objekte und 3 Milliarden Messungen registriert.<ref>{{Literatur |Hrsg=ESA Communications Department |Titel=Programms in Progress – Gaia |Sammelwerk=ESA Bulletin |Nummer=162 |Datum=2015-04 |Seiten=49 |Sprache=en |Online=http://esamultimedia.esa.int/multimedia/publications/ESA-Bulletin-162/}}</ref> Die sondeneigenen Computersysteme sind die bis dahin leistungsfähigsten, die jemals im Weltall eingesetzt wurden.

Bis zum 17. Januar 2022, dem 2733. Tag seit dem Beginn der wissenschaftlichen Datensammlung am 25.&nbsp;Juli 2014, und dem 916. Tag der verlängerten Mission, wurden 191.073.638.376 Objekte von den Sensoren erfasst, dabei gab es 1.883.440.149.700 astrometrische Messungen durch die 62 astrometrischen und die 14 Skymapper-CCDs. Es gab 379.433.378.872 photometrische Messungen durch die 14 blauen und roten Photometer-CCDs. Das RVS-Instrument zur Berechnung der Radialgeschwindigkeit verzeichnete 37.340.650.212 Spektren von 12.532.351.555 Objekten. Ein Objekt in diesem Sinn der Datenverarbeitung der Gaia-Mission ist definiert als ein mehrere Pixel großes Fenster, das auch mehrere beieinanderliegende Lichtquellen wie z.&nbsp;B. Sterne, Quasare und Asteroiden enthalten kann.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/mission-numbers |titel=Gaia Mission Numbers - Gaia - Cosmos |abruf=2020-12-31}}</ref>

== Start und Testphase ==
[[Datei:L2 rendering de.jpg|mini|hochkant=1.3|Die Position des [[Lagrange-Punkte]]s L<sub>2</sub>]]
[[Datei:Gaia orbit-de.png|mini|hochkant=1.3|Flugbahn von Gaia zum Lagrange-Punkt und späterer [[Lissajous-Orbit]] um L<sub>2</sub>]]

=== Start ===
Der Start erfolgte am 19. Dezember 2013 um 9:12&nbsp;Uhr [[Koordinierte Weltzeit|UTC]]<ref name="as_launch" /> mit einer vierstufigen russischen [[Sojus (Rakete)#Sojus-ST|Sojus-ST]]-Rakete mit [[Fregat]]-Oberstufe vom [[Centre Spatial Guyanais]] in [[Französisch-Guayana]]. Ursprünglich für den 20.&nbsp;November 2013 geplant, war er aus technischen Gründen verschoben worden. Die Startmasse der Sonde belief sich auf 2030&nbsp;kg, davon 710&nbsp;kg für die Nutzlast, 920&nbsp;kg für das Servicemodul und 400&nbsp;kg Treibstoffe.<ref name="factsheet" />

Die Fregat-Stufe erreichte eine Umlaufbahn in einer Höhe von 175&nbsp;km. Elf Minuten später wurde sie erneut gezündet und brachte die Sonde auf eine [[Transferbahn]]. 42 Minuten nach dem Abheben wurde die Fregat abgetrennt, und nach knapp 90&nbsp;Minuten war der Sonnenschild ausgefahren.

=== Testphase ===
Am 8. Januar 2014 erreichte Gaia ihren Orbit um den Sonne-Erde-[[Lagrange-Punkte|Lagrange-Punkt]] L<sub>2</sub>.<ref name="gaia_enters_orbit" /> Der L<sub>2</sub>-Punkt liegt von der Sonne aus in etwa vierfacher Mondentfernung etwa 1,5&nbsp;Millionen&nbsp;km hinter der Erde. Dieser gravitative Gleichgewichtspunkt läuft in festem Abstand mit der Erde um die Sonne und ermöglicht einen ungestörteren Blick auf das Weltall als aus einer niedrigeren Erdumlaufbahn. Gaia nahm eine [[Lissajous-Orbit|Lissajous-Bahn]] mit einem Abstand von {{nowrap|1=263.000 km × 707.000 km × 370.000 km}} um L<sub>2</sub> ein,<ref name="Gatzel" /><ref name="Daniel" /> um so zu gewährleisten, dass sie mindestens sechs Jahre lang nicht in den [[Schatten#Halbschatten|Halbschatten]] der Erde eintritt. Letzteres würde die Energieversorgung beeinträchtigen und durch die [[Ausdehnungskoeffizient|Wärmeausdehnung]] der optischen Komponenten bei Temperaturänderungen vorübergehend die Abbildungsqualität verringern.<ref name="esa_L2_orbit" /> Die Sonde wurde ungefähr ein halbes Jahr lang während der Kommissionierungsphase ausgiebig getestet, ebenso die Datenübermittlung, die Datenverarbeitung und die Positionsbestimmung.

=== Kalibrierung ===
Die Testphase endete am 18. Juli 2014. Es schloss sich eine [[Kalibrierung]]sphase von 28 Tagen an, während der die [[Ekliptikale Breite|ekliptischen Pole]] intensiv vermessen wurden, zugleich begann die Sammlung wissenschaftlicher Daten. In dieser Zeit wurde Gaia im ''Ecliptic Poles Scan Law Modus'' (EPSL) betrieben, bei dem die beiden [[Himmelspol]]e bei jeder Umdrehung zwei Mal vermessen wurden. Für die Vermessung der Pole wurde vor dem Start der ''Ecliptic Pole Catalogue'' (EPC, später ''[[Gaia Ecliptic Pole Catalogue]],'' GEPC), erstellt. Der GEPC-V.-3.0-Katalog enthält 612.946 Objekte aus einem Feld von jeweils einem Quadratgrad am Nord- und am Südpol. Der nördliche Pol ist relativ sternarm und enthält 164.468 Objekte, während der südliche Pol noch im Bereich der [[Magellansche Wolken|Großen Magellanschen Wolke]] liegt und 448.478 Objekte umfasst.<ref name="GaiaDataRelease" />
{{Hauptartikel|Gaia Ecliptic Pole Catalogue}}

== Nominaler Betrieb ==
Im Anschluss an die Kalibrierung wurden die Messungen auf das ganze Himmelsgebiet ausgeweitet. Seither befindet sich Gaia im ''Nominal Scanning Law'' (NSL), im regulären „Scanmodus“. Anfangs mussten die Hydrazintriebwerke ungefähr einmal im Monat den Kurs der Sonde korrigieren. Der Abstand zwischen den Korrekturmanövern konnte im Lauf der Zeit auf drei bis vier Monate verlängert werden.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration |Hrsg=European Space Agency and Gaia Data Processing and Analysis Consortium |Titel=Gaia Data Release 1; Documentation release 1.2 |Datum=2017-12-18 |Seiten=31 |Online=[https://gaia.esac.esa.int/documentation/GDR1/pdf/GaiaDR1_documentation_1.2.pdf gaia.esac.esa.int] |Format=PDF |KBytes=32300}}</ref>

=== Bodenkontrolle ===
[[Datei:Views in the Main Control Room (12052189474).jpg|mini|Kontrollzentrum des ESOC]]
Die Bodenkontrolle (Mission Operations Centre, MOC) sitzt beim [[Europäisches Raumflugkontrollzentrum|Europäischen Raumflugkontrollzentrum]] (ESOC) in [[Darmstadt]]. Die Bodenkontrolle nutzt ausschließlich die Telemetriedaten und ist zuständig für die Verfolgung der genauen Lage und eventuelle Kurskorrekturen. Sie ist auch zuständig für die Planung und Zuteilung der entsprechenden Downloadkapazitäten des [[ESTRACK]]-Netzwerks, in Abwägung mit den Bedürfnissen anderer gleichzeitig laufender Missionen. Die Daten aller drei Antennen laufen bei der Bodenkontrolle zusammen und werden von dort zum [[Europäisches Weltraumastronomiezentrum|Europäischen Weltraumastronomiezentrum]] (ESAC) weitergeleitet. Das ESOC verarbeitet auch die Daten der ''Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit'' (GBOT) zur Positionsbestimmung und wird die Rekonstruktion der Sondenposition durchführen, die die Grundlage für die genaue Berechnungen der Objektpositionen bildet. MOC ist verantwortlich für die Korrekturmanöver und die Kalibrierung der Navigationssysteme.

=== Wissenschaftlicher Betrieb ===
Während das ESOC die Raumsonde steuert und die Kommunikation kontrolliert, liegt die gesamte wissenschaftliche Kontrolle beim Science Operation Centre (SOC). Alle Auswertungen der Wissenschaftsdaten sowie die wissenschaftlichen Operationen, die Speicherung, Verwaltung und Verteilung der Daten werden mit Hilfe der spanischen Bodenstation in [[Cebreros]] und der ESAC in Villafranca ausgeführt. SOC wählt die Beobachtungsstrategie und benennt Zeiten, in denen Unterbrechungen der Beobachtung z. B. für Korrekturmanöver oder Kalibrierung möglichst vermieden werden sollten. SOC kontrolliert die Voreinstellungen der Software und legt z. B. die Magnitudenlimits fest.

=== Beobachtungsstrategie ===
[[Datei:Gaia Scan de.svg|mini|links|hochkant=1.2|Gaias Scanmethode]]

Die Beobachtung erfolgt von einer überwachten [[Lissajous-Orbit|Lissajous-Umlaufbahn]] um den [[Lagrange-Punkt]] L<sub>2</sub>. Während der Beobachtungsphase dreht sich die Sonde kontinuierlich hochpräzise mit gleichbleibender Geschwindigkeit um die eigene Achse, wobei die Rotationsgeschwindigkeit mit der Auslesegeschwindigkeit der Sensoren synchronisiert ist. In sechs Stunden erfasst die Sonde mit ihren beiden Beobachtungsfeldern Objekte in einem schmalen Himmelsstreifen von 360° rechtwinklig zur Rotationsachse. Da die beiden Beobachtungsfelder 106,5° auseinanderliegen, durchzieht ein Objekt beide Beobachtungsfelder nacheinander im Abstand von 106,5 Minuten. Die einzelnen Sensoren werden in einer Zeit von 4,4&nbsp;Sekunden überstrichen; diese Zeit ist auch die Belichtungszeit. Die Drehachse zeigt nicht in eine feste Richtung im Raum, sondern wandert sehr langsam in einer Kreisbewegung weiter und beschreibt in 63&nbsp;Tagen einen Kreis, sodass in der Folge der Beobachtungsstreifen weiterwandert und der gesamte Himmel durchmustert wird. Während der ganzen Beobachtungszeit befindet sich die Sonde mit dem Sonnenschild in Richtung Sonne unter einem Winkel von 45°.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/scanning-law |titel=Scanning Law |hrsg=ESA |abruf=2017-08-06 |sprache=en}}</ref> Objekte müssen zur Erfassung kleiner als ungefähr 500 bis 600&nbsp;[[Winkelsekunde|mas]] im Durchmesser sein, was die Planeten und einige von ihren Monden sowie einige Asteroiden von der Erfassung ausschließt.
{{Absatz|links}}

=== Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit ===
Für genaue Berechnungen muss die Position der Sonde zu jeder Zeit sehr genau bekannt sein, insbesondere muss die Länge der [[Basislinie (Geodäsie)|Basislinie]] für die Parallaxenmessung bekannt sein. Die absolute Geschwindigkeit in Bezug auf das [[Baryzentrum]] des Sonnensystems muss bis auf 2,5&nbsp;mm/s bekannt sein und die absolute Position auf 150&nbsp;m genau.<ref>{{Literatur |Autor=Martin Altmann et al. |Titel=GBOT – Ground Based Optical Tracking of the Gaia satellite |Sammelwerk=SPIE Astronomical Telescopes + Instrumentation |Datum=2014 |Seiten=2 |Sprache=en |Online=http://gbot.obspm.fr/gbotpipeline/spie9149-25.pdf |Format=PDF |KBytes=926}}</ref> Eine sehr präzise Messmethode ist das [[Delta-DOR-Verfahren]], das zwei weit auseinanderstehende Antennen benötigt. Delta DOR kann die Position in dieser Entfernung auf 22 Meter genau bestimmen.<ref name=":32">{{Literatur |Hrsg=ESA |Titel=Media kit for Gaia Data Release 1 |Nummer=SRE-A-COEG-2016-001 |Datum=2016-09 |Seiten=22 |Sprache=en |Online=http://sci.esa.int/science-e/www/object/doc.cfm?fobjectid=58261}}</ref> Es ist aber nicht möglich, für die gesamte Beobachtungszeit zwei der Antennen des ESTRACK-Netzwerks zur Verfügung zu stellen, denn es müssen auch andere Missionen zeitweise auf die Antennen zugreifen, außerdem ist nur ein kleiner Teil des Himmels überlappend von zwei Antennen beobachtbar. Eine Radarmessung alleine von einer Antenne aus ergibt eine Genauigkeit von 2000&nbsp;m in Position und 10&nbsp;mm/s in Geschwindigkeit sowie 75&nbsp;m und 1&nbsp;mm/s radial.<ref>{{Literatur |Autor=Martin Altmann et al. |Titel=Ground Based Optical Tracking of Gaia |Sammelwerk=Proceedings of Gaia Follow-up Network for Solar System Objects (Workshop held at IMCCE-Paris Observatory 2010. November 29 – December 1) |Seiten=27 |Sprache=en |Online=[https://gaiafunsso.imcce.fr/workshop/GFSSO-Proceedings-2010.pdf gaiafunsso.imcce.fr] |Format=PDF |KBytes=11900}}</ref>

[[Datei:View of the Very Large Telescope.jpg|mini|Eines der Tracking-Teleskope steht im [[Paranal-Observatorium]] in Chile<br /><small>(VST am hinteren Ende des Bergplateaus)</small>]]
Dieses Problem wird durch die Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT) gelöst: Während der gesamten Missionszeit blicken regelmäßig optische Teleskope auf die Sonde und verzeichnen deren Position und den Zeitpunkt, sodass für jeden beliebigen Zeitpunkt die genaue Position der Sonde berechnet werden kann. Dieses Verfahren wurde vor dem Start erfolgreich an der deutlich kleineren [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]]-Sonde und am [[Planck-Weltraumteleskop]] getestet, die beide bei L<sub>2</sub> operierten.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/42754-nasa-s-wmap-poses-for-esa-s-gaia/ |titel=NASA’s WMAP poses for ESA’s Gaia |hrsg=ESA |abruf=2017-08-13 |sprache=en}}</ref> Die Position wird relativ zu den Bezugssternen ausgewertet.<ref>Die Bezugssterne (''attitude stars'') sind einzeln stehende helle Sterne. Sie sind für die ersten Berechnungen mit ihren bisher bekannten Positionen im ''Attitude Star Catalog'' verzeichnet, der Teil der ''[[Initial Gaia Source List]]'' (IGSL) ist.</ref> Da deren Positionen, Parallaxen und Bewegungen erst nach der Beobachtung und Auswertung genauer bekannt werden, wird die Positionsbestimmung mit verbesserten Daten [[Rekursion|rekursiv]] wiederholt: Die genauere Positionsbestimmung der Sonde verbessert wiederum die Genauigkeit der Positionsmessungen der Bezugssterne und so weiter. GBOT kann die Sonde in einer Zeit von fünf bis sieben Tagen während Vollmond nicht beobachten, da der Mond von der Erde aus in dieser Zeit in Richtung L<sub>2</sub> steht und Gaia überstrahlt. In dieser Zeit können Delta-DOR-Messungen die Lücken kompensieren, sodass es keine Einbußen in der Datenqualität der Positionsdaten gibt. ESOC wertet sowohl die Radarmessungen als auch die Beobachtungen von GBOT zur Bahnrekonstruktion aus.

Zu den Tracking-Teleskopen gehören das 2,5-m-VLT-Survey-Teleskop (VST)<ref>{{Internetquelle |autor=information@eso.org |url=https://www.eso.org/public/germany/news/eso1908/ |titel=Aufspüren von Gaia zur Kartierung der Milchstraße – Das VST der ESO hilft bei der Bestimmung der Umlaufbahn der Raumsonde, um die genaueste Karte aller Zeiten von mehr als einer Milliarde Sternen zu ermöglichen |abruf=2019-08-15}}</ref> der [[Europäische Südsternwarte|ESO]] auf dem [[Paranal-Observatorium|Paranal]] in Chile, das [[Liverpool-Teleskop|2-m-Liverpool-Teleskop]] auf [[Roque-de-los-Muchachos-Observatorium|Roque de los Muchachos]], La Palma, Spanien, und die 2-m-Teleskope Faulkes-North und -South des [[Haleakalā]]-Observatoriums auf Maui Island (Hawaii, USA) bzw. des [[Siding-Spring-Observatorium]]s in Australien.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration |Hrsg=European Space Agency, Gaia Data Processing and Analysis Consortium |Titel=Gaia Data Release 1; Documentation release 1.1 |Seiten=162 |Online=[https://gaia.esac.esa.int/documentation//GDR1/pdf/GaiaDR1_documentation_1.1.pdf gaia.esac.esa.int] |Format=PDF |KBytes=23700}}</ref> Diese Teleskope arbeiten teilweise automatisiert. Einige von ihnen sind auch im „Gaia Follow-up Network for Solar System Objects“ ''(Gaia-FUN-SSO)'' an der Verfolgung der Bahnen von neu gefundenen Objekten des Sonnensystems beteiligt.

=== Gary-Whitehead-Manöver ===
Am 16. Juli 2019, ein Tag nach Ende der nominalen Betriebsdauer, wurde die Sonde mit dem größten Korrekturmanöver seit der Startphase in eine andere Umlaufbahn gebracht. Bei Beibehaltung des bisherigen Kurses wäre die Sonde im August und September 2019 in den Erdschatten eingetreten. In diesem Fall wäre die Stromversorgung und damit die Kommunikation und der Forschungsbetrieb unterbrochen worden. Die dadurch verursachten Temperaturänderungen hätten für mehrere Wochen negative Auswirkungen auf den Wissenschaftsbetrieb verursacht. Das Manöver wurde nach Gary Whitehead benannt, einem kurz zuvor verstorbenen Mitglied des Kontrollteams. Das Manöver benutzte eine besondere Kombination der Steuerdüsen, bei der zu jeder Zeit die Orientierung der Sonde zur Sonne gleich bleibt, sodass das Sonnenlicht nicht auf den kalten Teil der Sonde oder die empfindlichen Teleskope fällt und die Solarzellen ihre Ausrichtung beibehalten. Zugleich wurde diese Gelegenheit für umfangreiche Tests diverser Systeme und für Kalibrierungen genutzt, die sonst den Wissenschaftsbetrieb unterbrochen hätten.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Operations/Gaia_s_biggest_operation_since_launch_and_commissioning |titel=Gaia’s biggest operation since launch and commissioning |hrsg=ESA |abruf=2019-07-15}}</ref> Insgesamt wurden die Steuerdüsen neunmal gezündet, um eine Geschwindigkeitsänderung von insgesamt 14&nbsp;m/s zu erreichen. In der neuen Umlaufbahn wird die Sonde während der restlichen Mission bis 2026 nicht in den Erdschatten eintreten. Das Korrekturmanöver zog sich mit mehreren kurzen Brennphasen über einen ganzen Tag hin, damit sich der Treibstoff immer wieder gleichmäßig in den Tanks verteilen konnte, dabei wurden 10&nbsp;kg Treibstoff verbraucht. Im Anschluss an das Manöver wurde Gaia für ein Jahr in ''Reverse-precession scanning law'' betrieben. Dabei präzediert die Drehachse in Gegenrichtung, was die [[Kondition (Mathematik)|Kondition]] der astrometrischen Lösung verbessert.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20190717_missionextensionstartsnow |titel=Whitehead Eclipse Avoidance Manoeuvre marks Gaia’s start of mission extension |werk=cosmos.esa.int |hrsg=ESOC |datum=2019-07-17 |abruf=2019-07-22}}</ref>

Bis zum 16. Juli 2019, dem 1817. Tag und Ende der nominalen Missionsdauer, wurden 129.705.110.100 Objekte von den Sensoren erfasst, dabei gab es 1.278.521.799.553 astrometrische Messungen durch die 62 astrometrischen und die 14 Skymapper-CCDs. Es gab 258.759.786.958 fotometrische Messungen durch die 14 blauen und roten Photometer-CCDs. Das RVS-Instrument zur Berechnung der Radialgeschwindigkeit verzeichnete 25.125.452.190 Spektren und 8.394.259.584 Objekte.<ref name=":3">{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/mission-numbers |titel=Gaia Mission Status Numbers |hrsg=ESA |abruf=2018-12-31 |sprache=en}} Diese Seite wird mehrmals täglich mit neuen Zahlen aktualisiert.</ref>

=== Missionsverlängerung, Treibstoffvorräte und Missionsende ===
Die mitgeführten Treibstoffe reichen über die nominale Missionsdauer von {{nowrap|1=5 Jahren + ½ Jahr}} für die Testphase hinaus. Die geplante nominale Mission dauerte bis 25.&nbsp;Juli 2019 und wurde vom Science Programme Committee (SPC) der ESA auf 2020, dann auf 2022 verlängert.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/director-desk/59839-green-light-for-continued-operations-of-esa-science-missions/ |titel=Green light for continued operations of ESA science missions |hrsg=ESA |abruf=2017-12-31 |sprache=en}}</ref><ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/director-desk/60943-extended-life-for-esas-science-missions/ |titel=Extended life for ESA’s science missions |hrsg=ESA |abruf=2018-11-29 |sprache=en}}</ref> Am 13. November 2020 wurde die Mission ein weiteres Mal bis Dezember 2025 verlängert, diese Entscheidung muss aber Ende 2022 noch einmal bestätigt werden.{{Zukunft|2022|12}}<ref>{{Internetquelle |url=https://sci.esa.int/web/director-desk/-/extended-operations-confirmed-for-science-missions |titel=ESA Science & Technology - Extended operations confirmed for science missions |abruf=2020-11-24}}</ref>

Missionsverlängerungen stehen immer unter dem Vorbehalt der Finanzierung durch die ESA bzw. der Bewilligung des Etats durch die beteiligten Mitglieder.

Für den Fall, dass der Eintritt in die Lissajousbahn am Lagrange-Punkt L<sub>2</sub> nicht korrekt abgelaufen wäre, hatte die Sonde zur Sicherheit zusätzlichen Treibstoff zur nachträglichen Korrektur, um L<sub>2</sub> trotzdem erreichen zu können. Die chemischen Treibstoffe könnten somit die Sonde über Jahrzehnte hinaus am L<sub>2</sub>-Punkt stabilisieren, jedoch wird erwartet, dass die Vorräte an Stickstoff für die Kaltgastriebwerke nur für {{nowrap|1=10 ± 1 Jahre}} reichen.<ref name=":10">{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=595 |Nummer=A1 |Datum=2016 |Seiten=18 |Sprache=en |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf aanda.org] |Format=PDF |KBytes=4900 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272}}</ref>

Nach dem Ende der Mission wird Gaia die Lissajousbahn um den Erde-Sonne-Lagrange-Punkt L<sub>2</sub> verlassen und in eine stabile [[Keplerbahn]] um die Sonne einschwenken. Dies gilt auch für den Fall, dass die Treibstoffe aufgebraucht sind oder sich die Sonde nicht mehr steuern lässt.

== Technische Grenzen ==
=== Begrenzte Rechenkapazität ===
[[Datei:Gaia sky mapper image near the Galactic centre ESA382985.png|mini|Bildstreifen aus den sieben Skymapper-Sensoren vom Sagittarius I - Bulge der Milchstraße mit ungefähr 2,8 Millionen Sternen]]
Himmelsregionen mit sehr hoher Sternendichte wie benachbarte Galaxien und die dichtesten Bereiche der Milchstraße wie das [[Baade’sches Fenster|Baade’sche Fenster]] mit sehr vielen Objekten auf kleinem Raum stellen ein Problem für die interne Datenverarbeitung dar. Obwohl die sondeneigenen Recheneinheiten eine hohe Leistung haben, so ist doch die Zahl der verarbeitbaren Objekte pro Zeiteinheit begrenzt. Hellere Objekte werden automatisch priorisiert, sodass die Daten von lichtschwächeren Objekten verloren gehen. Gaia wird diese Regionen jedoch mehrfach mit unterschiedlichen Vorgaben untersuchen und dabei jedes Mal weitere neu entdeckte Objekte aufzeichnen.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/59023-gaia-s-snapshot-of-another-galaxy/ |titel=Gaia’s snapshot of another galaxy |hrsg=ESA |abruf=2017-08-05 |sprache=en}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. H. J. de Bruijne, M. Allen, S. Azaz, A. Krone-Martins, T. Prod’homme, D. Hestroffer |Titel=Detecting stars, galaxies, and asteroids with Gaia |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=576 |Nummer=A74 |Datum=2015 |Sprache=en |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2015/04/aa24018-14.pdf aanda.org] |Format=PDF |KBytes=23200 |DOI=10.1051/0004-6361/201424018}}</ref> Für die dichtesten Bereiche gibt es eine Begrenzung von 1.050.000 Objekten pro Quadratgrad.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=595 |Nummer=A1 |Datum=2016 |Seiten=11 |Sprache=en |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf aanda.org] |Format=PDF |KBytes=4900 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272}}</ref>

Für diese sehr dichten Gebiete gibt es eine zweite Art der Auswertung, dabei werden die Sensordaten der Skymapper komplett ausgelesen und bilden fortlaufende Streifen, die alle Objekte aus dem Bereich eines der beiden Teleskope enthalten, auch solche, die außerhalb der Magnitudengrenzen liegen. Diese Form des Zugriffs kann während der üblichen Objekterfassung laufen, ohne diese zu beeinflussen. Diese Daten ähneln einer Fotografie und enthalten keinerlei Positionen, Farben oder Kalibrierungen. Diese Daten aus den Sternstreifen müssen mit einem komplett anderen Prozess ausgewertet werden und wurden bei Gaia DR3 noch nicht berücksichtigt. Die so behandelten Himmelsbereiche sind [[Omega Centauri]], [[Baades Fenster]], Sagittarius I Bulge, [[Kleine Magellansche Wolke]], [[Magellansche Wolken|Große Magellansche Wolke]], [[Messier 22]], [[Messier 4]], [[47 Tucanae]] und [[NGC 4372]].

=== Begrenzte Downlink-Kapazität ===
Gaia produziert eine variable Menge an Daten, die vom europäischen 35-m-Antennennetz [[ESTRACK]] empfangen werden müssen. Von allen Missionen stellt Gaia die höchsten Anforderungen an das Antennennetz. Regionen mit wenigen Sternen verursachen weniger Daten, Regionen mit vielen Sternen produzieren mehr Daten. Die tägliche Auslastung wird vorausgeplant, um die benötigte Antennenzeit optimal zu nutzen. Die ESA erweiterte zwar die Empfangskapazitäten der Anlagen auf bis zu 8,7&nbsp;Mbit/s, trotzdem reichen alle drei Antennen nicht aus, wenn Regionen mit besonders hoher Sternendichte ausgewertet werden müssen. Zu manchen Zeiten, etwa wenn das [[Sichtfeld]] nahe der galaktischen Ebene liegt, überschreitet die Datenmenge sogar die Menge, die von allen drei Stationen gemeinsam empfangen werden kann. Da der Himmel mehrfach durchmustert wird, entscheidet ein intelligentes Datenraster, welche der weniger bedeutsamen Daten gelöscht werden.<ref name=":10" />

=== Gesättigte Sensoren ===
Bei Objekten, die heller als eine Magnitude von 3 sind, können die Sensoren keine genauen Werte mehr ausgeben. Die Zahl dieser sehr hellen Objekte ist vergleichsweise klein. Es gibt andere Möglichkeiten, die benötigten Daten für diese Objekte zu gewinnen, sodass der endgültige Sternenkatalog auch für diese Objekte vollständig sein wird. Die SkymapperCCDs sind weniger empfindlich, sodass diese Daten für die Auswertung von hellen Objekten herangezogen werden können. Objekte mit einer Magnitude von G&nbsp;≤ 6 haben generell höhere Messunsicherheiten.

=== Schäden an den Sensoren durch Strahlung ===
Die Sensoren unterliegen einer unvermeidbaren Alterung durch [[kosmische Strahlung]]. Partikel können beim Auftreffen auf die Sensoren dauerhafte Schäden verursachen, die sich durch [[Hotpixel]] oder kompletten Ausfall einzelner Pixel oder ganzer Reihen von Pixeln zeigen. Die Software kann defekte Pixel erkennen und von der Datenverarbeitung ausnehmen. Es besteht genügend Redundanz, sodass während der geplanten Lebensdauer der Sonde die korrekte Funktion beibehalten werden kann. Die meisten Partikel des [[Sonnenwind]]s können vom Sonnenschild ferngehalten werden, die verbleibenden Anteile sind mehrheitlich hochenergetische galaktische oder extragalaktische Partikel aus anderen Richtungen. Die [[Sonnenaktivität]] und damit die Strahlungsbelastung war im Verlauf der Mission unterdurchschnittlich, was sich positiv auswirkte. Das Problem war in der Realität ungefähr um einen Faktor 10 niedriger als die prognostizierten Werte.

== Probleme ==
Die Systeme der Sonde funktionieren und die Qualität der wissenschaftlichen Daten liegt im Rahmen der Erwartungen. Es traten jedoch einige kleinere Störungen und Einschränkungen in für so komplexe Raumfahrtmissionen üblichem Umfang auf.

=== Streulicht ===
Kurz nach dem Start wurden Streulichtprobleme an Gaia entdeckt. Licht der Sonne fand über Umwege einen Weg in die Optik des Teleskops. Nachdem zuerst Eisablagerungen am Rand des Sonnenschildes im Verdacht standen,<ref>Stefan Jordan: [http://www.spektrum.de/news/den-himmelsvermesser-gaia-plagen-kleine-pannen/1224160 ''Den Himmelsvermesser Gaia plagen kleine Pannen.''] In: ''[[Spektrum.de]].'' 4.&nbsp;Februar 2014, abgerufen am 12.&nbsp;Dezember 2018.</ref> stellte sich heraus, dass zum einen die im Sonnenschild verarbeiteten [[Aramide|Aramid]]-Fasern den Rand des Schildes an einigen Stellen überragen und hier Lichtstreuung verursachen und zum anderen auch Licht durch [[Beugung (Physik)|Beugung]] am Rand des Sonnenschildes –&nbsp;und anschließende mehrfache Reflexionen an den Oberflächen der Sonde&nbsp;– in die Teleskopöffnungen gelangt.<ref>A. Mora et al.: ''Gaia: focus, straylight and basic angle.'' In: ''Proceedings of the SPIE.'' Band 9904, Nr. 99042D, 2016, [[doi:10.1117/12.2230763]] (englisch, [https://arxiv.org/pdf/1608.00045.pdf PDF; 3,9&nbsp;MB]).</ref> Durch diesen Fehler wurden leichte Beeinträchtigungen der Beobachtung der lichtschwächsten Sterne erwartet.<ref name=":2">{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/news_20140729 |titel=Commissioning review: Gaia ready to start routine operations |hrsg=ESA |abruf=2017-08-13 |sprache=en}}</ref> Insbesondere die Magnitudenmessung der lichtschwächsten Objekte leidet in der Genauigkeit, außerdem werden die Spektralmessungen leicht beeinflusst.

=== Eisablagerungen ===
Kurz nach dem Start wurde entdeckt, dass die Sterne in Gaias Detektoren scheinbar schnell lichtschwächer wurden. Als Ursache wurde rasch ein Niederschlag von Eiskristallen auf den Teleskopspiegeln vermutet. Dies wurde schon nach wenigen Wochen durch die probeweise Aufheizung eines Spiegels bewiesen: Der Lichtverlust verschwand genau bei Erreichen der vorausgesagten Temperatur. Von Februar bis September 2014 wurden die Gaia-Teleskope insgesamt vier Mal aufgeheizt, um den wiederkehrenden Niederschlag zu beseitigen. Nach jeder Heizperiode müssen die Komponenten wieder abkühlen und die Spiegel neu ausgerichtet werden, in dieser Zeit liefert Gaia die Daten nicht in der gewohnten Qualität. Es dauerte jedes Mal länger bis zur Wiederkehr. Vermutlich ist die Ursache der Kontamination von der Erde mitgebrachte Feuchtigkeit im warmen Versorgungsteil des Raumfahrzeugs und Feuchtigkeit, die in den kohlefaserverstärkten Komponenten eingeschlossen ist und langsam freigesetzt wird. Dieses Problem bedingt einen zeitweisen Lichtverlust und, während und nach den Aufheizphasen, einen gewissen Verlust an Missionszeit und Gleichmäßigkeit der Himmelsüberdeckung. Eine wesentliche Beeinträchtigung der Missionsziele wird nicht erwartet.<ref name=":2" /> 2015 und 2016 wurden die Spiegel ein fünftes und sechstes Mal aufgeheizt.<ref name=":5">{{Internetquelle |url=https://gea.esac.esa.int/archive/documentation/GEDR3/pdf/GaiaEDR3_documentation_1.0.pdf |titel=Gaia Early Data Release 3 Documentation release 1.0 |abruf=2020-12-03}}</ref> Beeinträchtigt wurden damit vor allem die Ergebnisse der Photometer und des RVS bei lichtschwachen Objekten.

=== Sechs-Stunden-Oszillation der Teleskop-Geometrie ===
Das an Bord befindliche Interferometer zur Kontrolle der sehr wichtigen geometrischen Stabilität der Instrumente zeigte von Beginn an eine periodische Variation des Winkels zwischen den beiden Teleskopen von etwa einer Millibogensekunde. Diese Oszillation ist stets vorhanden, sobald Gaia mit der geplanten 6-Stunden-Periode rotiert. Die Schwingung um eine Millibogensekunde entspricht einer gegenseitigen Verdrehung der beiden Teleskope von nur einigen Nanometern. Sie ist sehr präzise periodisch und streng mit der Orientierung von Gaia relativ zur Sonne verbunden. Die Gaia-Astronomen erwarten, dass der Effekt deshalb sehr genau kalibriert und damit aus den Messungen herausgerechnet werden kann.<ref name=":2" />

=== Defekte Düse ===
In der Testphase zeigte sich, dass sich an den chemischen Triebwerken das Ventil der Düse 3B nicht öffnen lässt. Für den Rest der Mission wurde daraufhin dauerhaft auf die redundante Düse 3A umgeschaltet und die Steuerungssoftware entsprechend modifiziert. Für diese Düse gibt es seitdem keine unmittelbare Redundanz mehr. Falls auch 3A ausfallen sollte, können allerdings die übrigen Düsen so eingesetzt werden, dass die Funktion der fehlenden Düse ersetzt wird.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al. |Titel=The Gaia Mission |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=595 |Nummer=A1 |Datum=2016 |Seiten=15 |Sprache=en |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf aanda.org] |Format=PDF |KBytes=4900 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272}}</ref>

=== Tracking ===
Zur exakten Positionsbestimmung wird Gaia während der Beobachtungsphasen regelmäßig mit Teleskopen beobachtet. Als Gaia an ihrer bestimmten Position angekommen war, stellte sich heraus, dass sie von der Erde aus gesehen am unteren Ende des vorberechneten Helligkeitsbereichs war. Gaia war im Wissenschaftsbetrieb mit einer [[Scheinbare Helligkeit|Magnitude]] zwischen 20&nbsp;mag und 21,2&nbsp;mag mehr als zwei Magnituden schwächer als die Sonden [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] und [[Planck-Weltraumteleskop|Planck]].<ref>{{Literatur |Autor=Martin Altmann et al. |Titel=GBOT – Ground Based Optical Tracking of the Gaia satellite |Sammelwerk=SPIE Astronomical Telescopes + Instrumentation |Datum=2014 |Seiten=6 |Sprache=en |Online=http://gbot.obspm.fr/gbotpipeline/spie9149-25.pdf |Format=PDF |KBytes=926}}</ref> Die Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT), die mit Teleskopen arbeitet, musste die Trackingreihenfolgen ändern und in manchen Fällen andere Teleskope einsetzen. Waren ursprünglich 1- bis 2-Meter-Teleskope eingeplant, so sind jetzt 2- bis 3-Meter-Teleskope im Einsatz. Der neue Plan ermöglicht, dass die Bahn in Zusammenarbeit mit Radioteleskopen zu jeder Zeit rekonstruiert werden kann und alle wissenschaftlichen Ziele erreicht werden können.<ref name=":2" />

=== Ausfall eines Hauptsenders ===
Die Hauptantenne wurde insgesamt sechsmal von der automatischen Fehlererkennung abgeschaltet: am 16. Dezember 2014, 27. Januar 2015, 30. September 2016, 21. November 2016, 29. November 2016 und 8. Dezember 2016 und konnte jedes Mal wieder in den regulären Betrieb gehen. Die Ereignisse führten zu Temperaturschwankungen mit Auswirkung auf die Nutzlast und die Stabilität des Grundwinkels zwischen beiden Teleskopen.<ref name=":5" /> Am 18.&nbsp;Februar 2018 wechselte Gaia nach Fehlermeldungen in den Sicherheitsbetrieb und zur Notfallkommunikation über die Niedergewinn-Antennen. Ursache war der Ausfall von einem der beiden Hauptsender. Der Betrieb wurde daraufhin auf den zweiten Sender umgestellt und die Wissenschaftsmission konnte fortgesetzt werden. Die Ursache für den Senderausfall war bei Bekanntgabe noch ungeklärt.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/60098-gaia-status-update-safe-mode-and-recovery/ |titel=Gaia status update: safe mode and recovery |hrsg=ESA |abruf=2018-04-12 |sprache=en}}</ref>

=== Störung in der Speichereinheit ===
Während der Mission schaltete sich die der Datenspeicherkontroller vier mal ab, am 5. April 2015, 29. April 2015, 29. November und 12. August 2016. Jedes mal konnte die Speichereinheit wieder in Betrieb genommen werden, aber eine gewisse Menge an Wissenschaftsdaten konnten in dieser Zeit nicht gespeichert werden.<ref name=":5" />

=== Sternsensoren ===
Am 29. Oktober 2015 wechselte die Lagekontrolle automatisch vom Sternsensor 1 auf Sternsensor 2. Noch am selben Tag konnte man wieder auf den ersten Sternsensor umschalten. Nach Analyse fand man drei Sterne im Katalog mit lichtschwachen Nachbarn, die nicht im Katalog verzeichnet waren, die zu Fehlerkennungen führten. Am 20. April 2017 wurde der Katalog von Sternsensor 1 aktualisiert, dabei wurden die drei problematischen Objekte entfernt.<ref name=":5" />

== Data Processing & Analysis Consortium (DPAC) ==
{{Hauptartikel|Data Processing & Analysis Consortium}}
Die Verarbeitung der Datenmengen durch die erdbasierten Computersysteme war eine Herausforderung. Anders als bei manchen anderen Missionen sind die Rohdaten ohne weitere Behandlung nicht nutzbar. Die ESA musste zusammen mit DPAC neue Software entwickeln, damit die gewonnenen Daten am Boden effizient verarbeitet, archiviert und für die Nutzung aufbereitet werden können.

Die Daten vom Antennennetzwerk werden zuerst im ESAC gebündelt, verarbeitet und archiviert und dann zur wissenschaftlichen Aufbereitung durch das „Data Processing&nbsp;& Analysis Consortium“ (DPAC) zur Verfügung gestellt. DPAC ist eine in neun Arbeitsgruppen, genannt Coordination Units (CUs), organisierte Gemeinschaft von Astronomen und Softwarespezialisten, die auch für die Kalibrierung der Sonde zuständig ist. Das Zentrum von DPAC mit der zentralen Bündelung aller Daten befindet sich in [[Villafranca del Castillo]] in Spanien und wird von der ESA bereitgestellt und unterhalten.

Die Datenverarbeitung geschieht in mehreren Phasen unter Anwendung verschiedener Prozeduren, die unter den Arbeitsgruppen aufgeteilt sind. Ein Teil der Prozeduren geschieht mit der täglichen Datenmenge, ein Teil mit Daten, die ein gesamtes Datensegment über mehrere Monate umfassen und ein Teil verwendet Daten aus mehreren Datensegmenten. Einige Prozeduren werden rekursiv durchlaufen.

Die Sonde produzierte während der nominalen Missionsdauer von fünf Jahren eine Datenmenge von insgesamt über einem [[Vorsätze für Maßeinheiten|Petabyte]], was der Datenkapazität von 1,5 Millionen CD-ROMs oder 200.000 DVDs entspricht. Die Kosten für die Weiterverarbeitung der Daten durch DPAC werden aus den nationalen Budgets getragen, nicht von der ESA.

=== Standorte ===
Die Datenaufbereitung geschieht an sechs Standorten in verschiedenen Ländern durch ein Team von ungefähr 450 Wissenschaftlern und Entwicklern mit eigenen Datenzentren in Villafranca, Barcelona, Cambridge, Genf, Turin und [[Centre national d’études spatiales|CNES]] in Toulouse.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium |titel=The DPAC Consortium |hrsg=ESA |abruf=2017-08-13 |sprache=en}}</ref> Das CNES-Datenzentrum in Toulouse speichert einen kompletten Datensatz aller Gaia-Daten als [[Sicherheitskopie]] an einem anderen Ort. Weitere Teams von Wissenschaftlern und Entwicklern entwickeln an verschiedenen Standorten computergestützte Methoden, mit denen sich die Aufgaben der CUs bewältigen lassen. Die einzelnen Standorte haben ihre eigenen Finanzmittel und treffen eigene Entscheidungen, auf welche Weise sie ihre Aufgaben erfüllen und welche Ausstattung sie dazu einsetzen.

=== Arbeitsgruppen ===
Die erste Gruppe, CU1, ist zuständig für die Softwareentwicklung und Ausarbeitung der Strategie für die Datenverarbeitung. Die zweite Einheit, CU2, ist zuständig für die Simulationen, die nötig waren, um die Software vor dem Einsatz zu testen und den Umgang damit einzuüben. CU1 und CU2 waren schon in sehr frühen Phasen des Projekts aktiv, während die übrigen CUs erst nach dem Start der Sonde und der Ankunft der ersten Daten ihre Arbeit in vollem Umfang aufnehmen konnten.

Drei Einheiten sind zuständig für die weitere Datenverarbeitung der Astronomiedaten der verschiedenen Detektoren. CU3 kümmert sich um die astrometrischen Daten, die Position und Bewegungsrichtung von Objekten am Himmel. Für diese Aufgaben wird der größte Teil der Rechenkapazitäten benötigt. CU3 übernimmt den Weg vom Empfang der rohen Telemetriedaten bis hin zur astrometrischen Lösung, ebenso wie eine erste Sichtung des Materials ''(First Look)'', und gibt die ''Science-Alerts'' aus. CU5 konzentriert sich auf die photometrischen Daten. CU6 verarbeitet die spektroskopischen Daten und bestimmt daraus Radialgeschwindigkeiten und Zusammensetzungen.

Weitere Teams arbeiten an der Auswertung der gewonnenen Daten. Objekte des Sonnensystems, Doppelsterne, Exoplaneten und extragalaktische Objekte werden von CU4 untersucht. Variable Sterne werden von CU7 untersucht, CU8 teilt alle beobachteten Objekte in bestimmte Klassen ein.

CU9 hat die Aufgabe, die Daten für die Veröffentlichung zu verifizieren und vorzubereiten sowie die vorläufigen Kataloge und den endgültigen Katalog zu veröffentlichen, Software und Interface für die Bereitstellung der Daten zu entwickeln und die zugehörigen [[Server]] zu betreuen. CU9 wird auch nach dem Betriebsende von Gaia auf unbestimmte Zeit weiterarbeiten, auch nachdem die Daten komplett verarbeitet und alle übrigen Gruppen obsolet geworden sind. CU9 soll auch in Zukunft noch neue Methoden entwickeln, mit denen die Daten nach neuen oder zusätzlichen Kriterien ausgewertet werden können.

== Ergebnisse ==
[[Datei:The colour of the sky from Gaia%E2%80%99s Early Data Release 3 ESA22358060.png|mini|hochkant=1.8|Dichtekarte der Objekte vom 3. Dezember 2020. Es ist kein Foto, sondern eine Karte, bei der jeder helle Punkt ein gefundenes Objekt ist. Rechts unterhalb der Milchstraße die Sterne der [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]]. Es sind keine Sonnensystemobjekte enthalten.|400x400px]]
Anders als bei der Hipparcos-Mission gibt es keine speziellen Rechte an den Daten. Alle Ergebnisse der Mission sollen in mehreren Schritten veröffentlicht werden, und es werden keine Beschränkungen in der Nutzung der Daten auferlegt. Alle veröffentlichten Daten sind aus dem Gaia-Archiv über das Internet abrufbar.<ref>{{Internetquelle |url=http://archives.esac.esa.int/gaia |titel=Gaia Archive |hrsg=ESA |abruf=2018-04-13}}</ref>

Bereits vor den ersten großen Veröffentlichungen wurden sogenannte ''Science Alerts'' für bestimmte Objekte ausgegeben, wenn es einen besonderen Grund dafür gab, dass Astronomen ein bestimmtes Objekt sofort beobachten sollten. Solche Ereignisse sind z.&nbsp;B. [[Okkultation]]en, der Beginn einer [[Supernova]], Entdeckung von erdnahen Asteroiden etc. Seit September 2014 beobachtet Gaia Supernovae in anderen Galaxien.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/54630-gaia-discovers-its-first-supernova/ |titel=Gaia discovers its first supernova |hrsg=ESA |abruf=2018-12-12}}</ref> Im Juli 2015 wurde eine erste Karte der Sterndichte veröffentlicht.<ref name="stardensitymap">{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/56125-counting-stars-with-gaia/ |titel=Counting stars with Gaia – Annotated Image |werk=sci.esa.int/gaia |hrsg=ESA |abruf=2015-07-16}}</ref>

In der Planungsphase der Mission waren jährliche Veröffentlichungen geplant, aber diese Frequenz konnte nicht eingehalten werden. Die Ausgangsmodelle sagten für Gaia ungefähr eine Milliarde beobachtbare Objekte mit einer Magnitude von 20 oder heller voraus. Der zweite Gaiakatalog übertraf die Prognosen bereits erheblich.<ref name=":9" /> Mit steigender Zahl der Objekte erhöht sich der Rechenbedarf überproportional, die Rechenmodelle mussten verändert werden und die Veröffentlichungspläne erwiesen sich als zu optimistisch. Die Veröffentlichungen mussten mehrfach nach hinten verschoben werden.

=== Indexierung der Objekte ===
Die Objekte der Gaia-Kataloge erhalten eine eindeutige Identifikationsnummer (ID). Da die einzelnen Releases untereinander unabhängig sind, können sich diese IDs zwischen den einzelnen Veröffentlichungen ändern. Eine eindeutige Angabe der Objekte ist nur möglich durch Angabe des verwendeten Daten Releases zusammen mit der ID (z.&nbsp;B. ''Gaia DR2 2123836077760594432'').

=== Gaia Data Release 1 ===
{{Hauptartikel|Gaia DR1}}
Am 14. September 2016 wurden mit Gaia DR1 die ersten Datensätze als Ergebnis von 14 Monaten Beobachtungszeit veröffentlicht. Die Ergebnisse von DR1 sind:<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration |Titel=Gaia Data Release 1; Summary of the astrometric, photometric, and survey properties |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=595 |Nummer=A2 |Datum=2016 |Sprache=en |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29512-16.pdf aanda.org] |Format=PDF |KBytes=9200 |DOI=10.1051/0004-6361/201629512}}</ref> Position und [[G-Band-Magnitude]] (zwei Parameter) für 1,1 Milliarden Sterne, 400 Millionen davon waren vorher nicht katalogisiert.<ref name=":9">{{Internetquelle |autor=Davide Castelvecchi |hrsg=Nature News |url=http://www.nature.com/news/detailed-map-shows-milky-way-is-bigger-than-we-thought-1.20591 |titel=Detailed map shows Milky Way is bigger than we thought |datum=2016-09-14 |abruf=2016-09-16 |sprache=en}}</ref> Position, Magnitude, [[Parallaxe]] (Entfernung) und Winkelgeschwindigkeit für mehr als 2 Millionen Sterne unter Verwendung von ''Tycho-Gaia Astrometric Solution'' (TGAS, fünf Parameter). Dabei wurden Positionsdaten aus dem [[Hipparcos-Katalog]] und dem [[Tycho-2-Katalog]] einbezogen und zusammen mit den Positionen von Gaia für die Berechnung der Winkelgeschwindigkeiten genutzt. Intensitätskurven und spezifische Eigenschaften von ausgewählten veränderlichen Sternen, davon 2595 [[RR-Lyrae-Stern]]e und 599 [[Cepheiden]]. Position und Magnitude für mehr als 2000 Quasare im [[GCRF1]]-Unterkatalog.<ref name=":0">{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr1 |titel=Gaia Data Release 1 (Gaia DR1) |hrsg=ESA |abruf=2017-08-06 |sprache=en}}</ref>

Im 2,4 Millionen Lichtjahre entfernten [[Dreiecksnebel]] M33 konnte Gaia ungefähr 40.000 der hellsten von den geschätzten 40 Milliarden Sternen dieser Galaxie verzeichnen.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/59028-an-extragalactic-star-forming-region/ |titel=An extragalactic star-forming region |hrsg=ESA |abruf=2018-04-13 |sprache=en}}</ref> Die erste Veröffentlichung mit 1,1 Milliarden Objekten übertraf trotz Beobachtungslücken die Erwartung von ca. 1 Milliarde Objekten bereits um zehn Prozent.

==== Initial Gaia Source List (IGSL) ====
{{Hauptartikel|Initial Gaia Source List}}
Gaia soll letztlich einen komplett auf eigenen Daten beruhenden Katalog liefern. Um jedoch die Daten einem Objekt zuordnen zu können und um die Einträge mit den Objekten aus anderen Sternenkatalogen abzugleichen wurde ein anfänglicher Katalog von 1.222.598.530 Objekten mit dem Namen ''The Initial Gaia Source List'' (IGSL) V. 3.0 aus mehreren früheren Katalogen zusammengestellt.<ref>{{Literatur |Autor=R. L. Smart |Hrsg=Gaia DPAC Data Processing & Analysis Consortium |Titel=The Initial Gaia Source List and the Attitude Star Catalog GAIA-C3-TN-OATO-RLS-004-02 |Datum=2013-10-17 |Online=[https://dms.cosmos.esa.int/COSMOS/doc_fetch.php?id=3223578 dms.cosmos.esa.int]}}</ref>

Bisherige Kataloge zur Kalibrierung der Magnituden konnten nicht verwendet werden, da die meisten dieser Objekte für die Erfassung mit Gaia zu hell sind. Aus diesem Grund enthält der IGSL-Katalog den „Gaia Spectrophotometric Standard Star Catalog“, eine Liste von ca. 200 Sternen für die photometrische Kalibrierung.

=== Gaia Data Release 2 ===
{{Hauptartikel|Gaia DR2}}
Der Gaia-DR2-Katalog vom 25.&nbsp;April 2018 basiert auf 22 Monaten Beobachtungszeit und enthält knapp 1,7 Milliarden Objekte. Circa 350 Millionen Objekte davon haben nur eine Position und eine [[G-Band-Magnitude]] (zwei Parameter), die übrigen rund 1,3 Mrd. Objekte haben zusätzlich Angaben zur Parallaxe und zur Winkelgeschwindigkeit (fünf Parameter). Etwa 1,3 Milliarden Objekte haben Werte des roten und des blauen Photometers und für 7,2 Millionen Objekte gibt es eine Radialgeschwindigkeit. Enthalten sind 550.000 veränderliche Sterne mit Lichtkurven und ungefähr ebenso viele Quasare, die den [[Gaia Celestial Reference Frame&nbsp;2]] als Bezugsrahmen bilden. Rund 160 Millionen Objekte haben Werte zur [[Effektive Temperatur|effektiven Temperatur]], 87 Millionen haben Werte zu [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] und [[Rotverschiebung]], 76 Millionen haben Angaben zu Radius und Leuchtkraft. Zusätzlich sind 14.000 Asteroiden mit Bahndaten enthalten.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr2 |titel=Gaia Data Release 2 (Gaia DR2) |werk=cosmos.esa.int |hrsg=ESA |datum=2018-04-27 |zugriff=2018-02-11 |sprache=en}}</ref> In diesem Katalog wurde die IGSL durch die Objekteliste der Hauptdatenbank ersetzt, daher bekamen viele Objekt gegenüber DR1 neue IDs.

Es erschienen durchschnittlich drei bis vier wissenschaftliche Veröffentlichungen täglich, die auf Gaia-DR2-Daten basieren. DR2 enthält viele neu entdeckte Weiße Zwerge und die Modelle zur Entwicklung von Weißen Zwergen wurden verbessert. So konnte bewiesen werden, dass Weiße Zwerge beim Abkühlen einen festen Kern entwickeln und dass dieser Prozess die Abkühlung verlangsamt, was wiederum Auswirkung auf die Altersbestimmung hat.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/61044-gaia-reveals-how-sun-like-stars-turn-solid-after-their-demise/ |titel=Gaia reveals how Sun-like stars turn solid after their demise |abruf=2019-07-21 |sprache=en-GB}}</ref> Mit den Daten von DR2 konnte man mehr über die Vergangenheit der Milchstraße herausfinden und über deren Interaktion mit anderen Galaxien. DR2 konnte die Rotationsbewegungen von hellen Sternen innerhalb [[Andromedagalaxie|Andromeda]] und im Dreiecksnebel messen. Die Modelle über die Bewegung von Andromeda und Dreiecksnebel in Richtung Milchstraße wurden verbessert.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/61116-gaia-clocks-new-speeds-for-milky-way-andromeda-collision/ |titel=Gaia clocks new speeds for Milky Way-Andromeda collision |abruf=2019-07-21 |sprache=en-GB}}</ref> Bisherige Sternhaufen wurden besser eingegrenzt oder neu definiert und einige bisher als geschlossene Sternhaufen bekannte Objekte wurden als perspektivische Anhäufung von Sternen erkannt, die nicht zusammen gehören.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/61153-rethinking-everything-we-thought-we-knew-about-star-clusters/ |titel=Rethinking everything we thought we knew about star clusters |abruf=2019-07-21 |sprache=en-GB}}</ref> Seither wurden 2000 zuvor nicht erkannte [[Sternhaufen|Sternenhaufen]] und Sterngruppen identifiziert, außerdem wurde erkannt, dass neu geformte Sterne aus derselben Region kettenartige Strukturen bilden und über große Zeiträume ein ähnliches Bewegungsmuster beibehalten.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/61523-gaia-untangles-the-starry-strings-of-the-milky-way/ |titel=Gaia untangles the starry strings of the Milky Way |abruf=2019-08-31 |sprache=en-GB}}</ref> Ein Forscherteam benutzte Daten des [[Hubble-Weltraumteleskop|Hubble-Teleskops]] zusammen mit denen von DR2 zur Bestimmung der Masse der Milchstraße und kam auf ein Ergebnis von rund 1500 Milliarden Sonnenmassen.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/hubble/61198-hubble-and-gaia-accurately-weigh-the-milky-way-heic1905/ |titel=Hubble & Gaia accurately weigh the Milky Way &#91;heic1905&#93; |abruf=2019-07-21 |sprache=en-GB}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Laura L. Watkins, Roeland P. van der Marel, Sangmo Tony Sohn, N. Wyn Evans |Titel=Evidence for an Intermediate-mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=873 |Nummer=2, article id. 118 |arXiv=1804.11348 |DOI=10.3847/1538-4357/ab089f |Online=https://arxiv.org/pdf/1804.11348.pdf |Format=PDF |KBytes=1100}}</ref> Eine Studie konnte die schon länger bestehende Hypothese, dass die Milchstraße eine [[Balkengalaxie]] ist, mit direkten Messungen und Zuordnung von Sternen zum Balken erhärten.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/gaia/61459-gaia-starts-mapping-our-galaxy-s-bar/ |titel=Gaia starts mapping our galaxy’s bar |abruf=2019-08-31 |sprache=en-GB}}</ref>

=== {{Anker|DR 3}} Gaia Data Release 3 ===
Der Gaia-DR3-Katalog sollte in der ersten Hälfte des Jahres 2021 herauskommen. Die Daten beruhen auf einer Beobachtungszeit von 34 Monaten.<ref name="GaiaNewsEDR3_2020">{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/earlydr3 |titel=Gaia Early Data Release 3 (Gaia EDR3) |abruf=2020-08-22}}</ref> Es war absehbar, dass die Teile von DR3 zu unterschiedlichen Zeiten veröffentlichungsreif sind. Die Veröffentlichung wurde aufgeteilt, damit die Daten so früh wie möglich der Wissenschaft zur Verfügung stehen.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/news-2020#ScheduleUpdateEDR3andDR3 |titel=News 2020 – Gaia – Cosmos |abruf=2020-03-25}}</ref> 

{{Hauptartikel|Gaia EDR3}}
Der erste Teil unter dem Namen Gaia Early Data Release 3 oder Gaia EDR3 erschien am 3.&nbsp;Dezember 2020 und enthält etwa 1,8 Mrd. Objekte, verbesserte Astrometrie und Photometrie, [[Sternörter]], Parallaxen, Eigenbewegung und Drei-Band-Photometrie. Circa 1,6 Millionen Quasare sind im [[GCRF3]]-Unterkatalog enthalten, außerdem der ''Gaia Catalogue of Nearby Stars'' mit Objekten im Umkreis von 100 pc um das Sonnensystem. 

Anhand Gaia EDR3 war es zum ersten Mal möglich, den Einfluss des galaktischen Zentrums auf das Sonnensystem zu erfassen.<ref>{{Literatur |Autor=Gaia Collaboration, S. A. Klioner, F. Mignard, L. Lindegren, U. Bastian |Titel=Gaia Early Data Release 3: Acceleration of the solar system from Gaia astrometry |Hrsg= |Sammelwerk= |Band= |Nummer= |Auflage= |Verlag= |Ort= |Datum=2020-12-03 |ISBN= |arXiv=abs/2012.02036v1 |Seiten= |Online= |Abruf=}}</ref> Mit Gaia EDR3 3026325426682637824 wurde zum ersten Mal ein [[Exoplanet]] von ungefähr 1 Jupitermasse und Umlaufdauer von drei Tagen mit der [[Transitmethode]] entdeckt und durch Beobachtungen mit dem [[Large Binocular Telescope]] (LBT) in Arizona wurde das Ergebnis bestätigt.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20210330 |titel=IoW_20210330 - Gaia - Cosmos |abruf=2021-10-12}}</ref>

Der zweite Teil '''Gaia DR3''' mit den restlichen und komplexeren Daten wird aufgrund der [[COVID-19-Pandemie]] am 13. Juni 2022 erscheinen.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/data-release-3 |titel=Gaia Data Release 3 overview - Gaia - Cosmos |abruf=2022-02-12}}</ref> DR3 soll neben den astrometrischen Daten von EDR3 die spektroskopischen und photometrischen Objektklassifikationen für gut auswertbare Objekte, RVS-Spektren und Informationen zur Sternatmosphäre, Radialgeschwindigkeiten, Klassifikationen für variable Sterne mit photometrischen Kurven, Kataloge von Objekten des Sonnensystems mit vorläufigen Bahndaten und Einzeldaten über deren Beobachtungen enthalten. Neu hinzukommen sollen Kataloge von ausgedehnten Objekten und Mehrfachsternen.<ref name="releasescenario" /> DR3 soll zusätzlich das ''Gaia Andromeda Photometric Survey'' (GAPS) mit rund 1 Million Objekten aus einem Bereich im Radius von 5,5° rund um die [[Andromedagalaxie]] enthalten.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/news-2019#DR3Update |titel=News 2019 – Gaia – Cosmos |abruf=2019-10-01}}</ref>

=== Weitere Veröffentlichungen ===
Die Veröffentlichung für die Daten aus der nominalen Missionsdauer, Gaia DR4, wurde zu Beginn der Mission für etwa Ende des Jahres 2022 in Aussicht gestellt, jedoch wurde dieser Veröffentlichungstermin zurückgezogen. In DR4 sollen alle astrometrischen und photometrischen Daten, alle veränderlichen Sterne, alle Doppel- und Mehrfachsternsysteme, Klassifikationen und diverse astrometrische Daten für Sterne, nicht aufgelöste Doppelsterne, Galaxien und Quasare, eine Liste von Exoplaneten, alle Epochen und [[Durchgang|Transitdaten]] für alle Objekte enthalten sein.<ref name="releasescenario">{{Internetquelle |url=http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/release |titel=Data Release scenario |hrsg=[[ESA]] |abruf=2020-10-06 |sprache=en}}</ref>

Nach der Verlängerung der Mission bis Ende des Jahres 2025 werden die neu hinzugekommenen Daten weitere Veröffentlichungen mit sich bringen. Nicht vor Ende 2028, also ungefähr drei Jahre, nachdem Gaia den Betrieb eingestellt hat, sollen mit dem vorläufig Gaia DR5 genannten Katalog die letzten Daten publiziert werden.<ref name=":4">[http://great.ast.cam.ac.uk/Greatwiki/GreatMeet-PM14?action=AttachFile&do=view&target=EAS2021-S15-Vallenari.pdf ''The GAIA mission: status and upcoming third data release''], 28.&nbsp;Juni 2021, abgerufen am 28.&nbsp;Juni 2021 (englisch).</ref> Es wird erwartet, dass die Gaia-Daten für mehr als zehn Jahre die Grundlage für die Forschung bilden werden.{{Zukunft|2025|01|}}

== Trivia ==
Der [[Immersion (Film)|immersive]] [[Fulldome]]-Film ''Milliarden Sonnen – eine Reise durch die Galaxis''<ref>[http://billionsuns.eu/ ''Journey to a Billion Suns.''] Stargarten, Adam Majorosi, 2014, abgerufen am 12.&nbsp;Dezember 2018.</ref> erzählt die Geschichte der Gaia-Mission. Der in Zusammenarbeit mit [[Europäische Weltraumorganisation|ESA]] entstandene Film wurde in 70 Planetarien weltweit aufgeführt.<ref>{{Internetquelle |url=http://planetariumshow.eu/journey-to-a-billion-suns/showing/ |titel=Journey to a Billion Suns has been shown at these places world-wide |werk=planetariumshow.eu |abruf=2016-11-23}}</ref>

Die [[Deutsche Post AG|Deutsche Post]] brachte am Ausgabetag 7.&nbsp;Dezember 2017 eine Briefmarke ''Gaia'' zu 0,45&nbsp;€ heraus.<ref>[https://shop.deutschepost.de/gaia-satellit-briefmarke-zu-0-45-eur-10er-bogen ''Gaia, Briefmarke zu 0,45&nbsp;€.''] Deutsche Post AG, abgerufen am 12.&nbsp;Dezember 2018.</ref><ref>[https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/news_20171207 ''Release of a German Gaia stamp.''] ESA, 8.&nbsp;Dezember 2017, abgerufen am 12.&nbsp;Dezember 2018 (englisch).</ref>

Gaia NIR ist eine Studie für eine Nachfolgemission zur Gaia-Mission mit ähnlicher Technologie und ähnlichen Kosten, die aber im nahen Infrarot geschehen soll. Bisher deutet nichts darauf, dass das Projekt umgesetzt wird.<ref>{{Literatur |Autor=L. Puig |Titel=Gaia NIR Study to Enlarge the Achievements of Gaia with NIR Survey |Hrsg=ESA |Datum=Oktober 2017 |Online=https://sci.esa.int/documents/34923/36148/1567260328914-GaiaNIR_CDF_study_report_v2.pdf}}</ref>

== Literatur ==
* Ulrich Bastian: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/pdf/suw-2013-05-s036-pdf/1190150 ''Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße. Teil&nbsp;1: Warum und wozu Gaia gebaut wird.''] In: ''[[Sterne und Weltraum|Sterne-und-Weltraum.de.]]'' Ausgabe&nbsp;5/2013, S.&nbsp;36–44.
* Ulrich Bastian: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/pdf/suw-2013-06-s048-pdf/1193660 ''Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße. Teil&nbsp;2: Wo, wann und wie Gaia arbeiten soll.''] In: ''Sterne-und-Weltraum.de.'' Ausgabe&nbsp;6/2013, S.&nbsp;48–55.
* Stefan Jordan: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/pdf/suw-2014-05-s026-pdf/1280866 ''Gaia in der Testphase.''] In: ''Sterne-und-Weltraum.de.'' Ausgabe&nbsp;5/2014, S.&nbsp;26–28.
* S. Clark (englisch), deutsche Übersetzung Stefan Jordan: [https://www.cosmos.esa.int/documents/29201/292772/brochure_German.pdf/b3ef3579-a57f-4080-abcc-6d80c711c285 ''Gaia. Der Galaktische Zensus der ESA.''] Hrsg. ESA Communications, ISBN 978-92-9221-033-5, {{ISSN|0250-1589}}, August 2013.

== Weblinks ==
{{Commonscat|Gaia (spacecraft)|Gaia}}
* [http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia_factsheet ''Factsheet über Gaia.''] ESA (englisch)
* [http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26 ''Gaia News.''] ESA (englisch)
* [https://gaia.esac.esa.int/gpdb/glossary.txt ''Liste der Akronyme der Gaia-Mission.''] Jos de Bruijne (englisch)
* [https://www.cosmos.esa.int/web/gaia ''ESA Gaia Science Community''] (englisch)

== Einzelnachweise ==
<references responsive>
<ref name="dw_20131219">
{{Internetquelle
 |autor=Fabian Schmidt
 |url=http://www.dw.de/eine-raumsonde-erkundet-die-milchstra%C3%9Fe/a-17304047
 |titel=Eine Raumsonde erkundet die Milchstraße
 |hrsg=Deutsche Welle
 |datum=2013-12-19
 |abruf=2013-12-20}}
</ref>
<ref name="Prusti">
{{Literatur
 |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al.
 |Titel=The Gaia Mission
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
 |Band=595
 |Nummer=A1
 |Datum=2016
 |Seiten=3
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</ref>
<ref name="Prusti2">
{{Literatur
 |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al.
 |Titel=The Gaia Mission
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
 |Band=595
 |Nummer=A1
 |Datum=2016
 |Seiten=3–5
 |Sprache=en
 |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf aanda.org]
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 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272}}
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<ref name="CosmosEsa">
{{Internetquelle
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 |titel=Gaia – Science Performance
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 |Autor=Coryn Bailer-Jones
 |Titel=Isolated Brown Dwarfs
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 |Datum=2009-08-25
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{{Literatur
 |Autor=Jean-Francois Claeskens, Alain Smette
 |Titel=Observations of Quasars
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 |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Science_objectives
 |titel=Science objectives
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{{Literatur
 |Autor=C. Fabricius, U. Bastian et al.
 |Titel=Gaia Data Release 1; Pre-processing and source list creation
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
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 |Autor=François Mignard
 |Titel=Minor Planets & Near-Earth Objects
 |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census
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 |Autor=Jean-Marc Petit
 |Titel=Trans-Neptunian Objects and Centaurs
 |Sammelwerk=Gaia – Taking the Galactic Census
 |Datum=2009-08-25
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 |Hrsg=ESA
 |Titel=Media kit for Gaia Data Release 1
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 |Datum=2016-09
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<ref name="esa.int">
{{Internetquelle
 |url=http://www.esa.int/About_Us/Industry/ESA_selects_prime_contractor_for_Gaia_astrometry_mission
 |titel=ESA selects prime contractor for Gaia astrometry mission
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<ref name="astrium">
{{Webarchiv |text=''Sun block for space astrometry.'' |url=http://www.astrium.eads.net/en/news2/sun-block-for-space-astrometry.html |wayback=20120130071839}}. EADS Astrium, 16.&nbsp;Januar 2012 (englisch).
</ref>
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 |titel=Gaia factsheet
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 |titel=Gaia spots a Sunspot
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 |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20151106
 |titel=Gaia’s sensors scan a lunar transit
 |hrsg=ESA
 |abruf=2017-11-02
 |sprache=en}}
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<ref name=":7">
{{Literatur
 |Autor=Gaia Collaboration, T. Prusti et al.
 |Titel=The Gaia Mission
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
 |Band=595
 |Nummer=A1
 |Datum=2016
 |Seiten=7
 |Sprache=en
 |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29272-16.pdf aanda.org]
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 |DOI=10.1051/0004-6361/201629272}}
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{{Internetquelle
 |url=https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/g/gaia
 |titel=GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) Mission
 |hrsg=eoPortal Directory
 |abruf=2017-09-10
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<ref name="sciesaint">
{{Internetquelle
 |url=http://sci.esa.int/gaia/50523-gaia-phased-array-antenna-delivered-and-integrated/
 |titel=#04: Gaia Phased Array Antenna delivered and integrated
 |hrsg=ESA
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</ref>
<ref name=":6">
Günther Glatzel: [http://www.raumfahrer.net/news/raumfahrt/02012014203941.shtml ''Gaia aktiviert Messinstrumente.''] Raumfahrer.net, 2.&nbsp;Januar 2014, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.
</ref>
<ref name="ESA5">
[http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Service_module ''Service Module.''] ESA, 14.&nbsp;Juni 2013, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.
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<ref name="focalplane">
{{Internetquelle
 |url=http://sci.esa.int/gaia/40129-payload-module/?fbodylongid=1907
 |titel=Payload module – Gaia Focal Plane
 |hrsg=ESA
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<ref name=":1">
{{Internetquelle
 |url=http://sci.esa.int/gaia/49199-gaia-mirrors-ready-to-shine/
 |titel=Gaia mirrors ready to shine
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<ref name="sciesaint2">
{{Internetquelle
 |url=http://sci.esa.int/gaia/46271-first-gaia-mirrors-completed/
 |titel=First Gaia mirrors completed
 |hrsg=ESA
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<ref name="cosmosesa3">
{{Internetquelle
 |url=http://www.cosmos.esa.int/web/gaia/payload-module
 |titel=Payload module
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<ref name="sciesaint3">
{{Internetquelle
 |url=http://sci.esa.int/gaia/48890-the-complete-gaia-ccd-array-flight-model/
 |titel=The complete Gaia CCD array (flight model)
 |hrsg=ESA
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{{Internetquelle
 |url=https://www.youtube.com/watch?v=T5e9ETyZq6M
 |titel=AstroViews 8: Gaia und die Vermessung der Galaxis (Video)
 |hrsg=Spektrum der Wissenschaften
 |datum=2014-01-03
 |abruf=2014-01-06}}
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<ref name="ArxivOrg">
C.A.L. Bailer-Jones et al.: [http://arxiv.org/abs/1309.2157 ''The Gaia astrophysical parameters inference system (Apsis). Pre-launch description.''] In: ''Astronomy & Astrophysics.'' Manuscript No. apsis2013, 10.&nbsp;September 2013 (englisch, [
https://arxiv.org/pdf/1309.2157.pdf PDF; 1,6&nbsp;MB]).
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<ref name="CrifoF">
{{Literatur
 |Autor=F. Crifo, G. Jasniewicz, C. Soubiran, D. Katz, A. Siebert, L. Veltz, S. Udry
 |Titel=Towards a new full-sky list of radial velocity standard stars
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
 |Band=524
 |Nummer=A10
 |Datum=2010
 |Sprache=en
 |Online=[https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/16/aa15315-10.pdf aanda.org]
 |Format=PDF
 |KBytes=242
 |DOI=10.1051/0004-6361/201015315}}
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<ref name="DDC">
''SCS750 – Single Board Computer for Space.'' DDC, Document #: 1004741 {{!}} Rev. 8 (englisch, {{Webarchiv |url=http://www.ddc-web.com/Products/Microelectronics/images/documents/SCS750_rev8_r6.pdf |wayback=20170816061748 |text=''PDF; 5,9&nbsp;MB.''}}).
</ref>
<ref name="LongdenLarry">
Larry Longden, Chad Thibodeau, Robert Hillman, Phil Layton, Michael Dowd: ''Designing A Single Board Computer For Space Using The Most Advanced Processor and Mitigation Technologies.'' Maxwell Technologies, White Paper (englisch, [http://www.maxwell.com/images/documents/case_study_micro_super_computer_design.pdf PDF; 429&nbsp;kB]).
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<ref name="sciesaint4">
{{Internetquelle
 |url=http://sci.esa.int/gaia/44228-gaia-video-processing-unit-test-model-delivered/
 |titel=Gaia video processing unit test model delivered
 |hrsg=ESA
 |abruf=2017-08-13
 |sprache=en}}
</ref>
<ref name="sciesaint5">
{{Internetquelle
 |url=http://sci.esa.int/gaia/40129-payload-module/?fbodylongid=1909
 |titel=Payload Module – Data Handling
 |hrsg=ESA
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 |sprache=en}}
</ref>
<ref name="as_launch">
{{Internetquelle
 |url=http://www.arianespace.com/press-release/arianespace-successfully-launches-the-gaia-scientific-satellite/
 |titel=Arianespace successfully launches the Gaia scientific satellite
 |hrsg=Arianespace
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 |abruf=2016-02-23
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{{Internetquelle
 |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Gaia_factsheet
 |titel=Gaia factsheet
 |hrsg=ESA
 |datum=2013-11-28
 |abruf=2017-10-17
 |sprache=en}}
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<ref name="gaia_enters_orbit">
{{Internetquelle
 |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Gaia/Gaia_enters_its_operational_orbit
 |titel=Gaia enters its operational orbit
 |hrsg=ESA
 |datum=2014-01-08
 |abruf=2014-01-08
 |sprache=en}}
</ref>
<ref name="Gatzel">
Günter Glatzel: [http://www.raumfahrer.net/news/raumfahrt/08012014211502.shtml ''Gaia hat Zielorbit erreicht.''] Raumfahrer.net, 8.&nbsp;Januar 2014, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.
</ref>
<ref name="Daniel">
[http://blogs.esa.int/gaia/2014/01/07/the-flight-dynamics-expertise-behind-gaias-critical-manoeuvre/ ''The flight dynamics expertise behind Gaia’s critical manoeuvre.''] Gaia Blog (ESA), 7.&nbsp;Januar 2014, abgerufen am 24.&nbsp;Januar 2014.
</ref>
<ref name="esa_L2_orbit">
{{Internetquelle
 |autor=François Mignard
 |url=http://www.rssd.esa.int/SA/GAIA/docs/info_sheets/IN_L2_orbit.pdf
 |titel=Gaia&nbsp;– Taking the Galactic Census. The L2 Orbit
 |hrsg=ESA
 |datum=2009-08-25
 |abruf=2013-12-20
 |format=PDF; 72,5&nbsp;kB
 |sprache=en
 |offline=1
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 |archiv-datum=2016-03-04}}
</ref>
<ref name="GaiaDataRelease">
{{Literatur
 |Autor=Gaia Collaboration
 |Hrsg=European Space Agency and Gaia Data Processing and Analysis Consortium
 |Titel=Gaia Data Release 1; Documentation release 1.1
 |Datum=2017-02-17
 |Seiten=78–87
 |Online=[https://gaia.esac.esa.int/documentation//GDR1/pdf/GaiaDR1_documentation_1.1.pdf gaia.esac.esa.int]
 |Format=PDF
 |KBytes=23700}}
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</references>

{{Lesenswert|18.&nbsp;Dezember 2018|183792180}}

{{Navigationsleiste Raumsonden und Satelliten der ESA}}

[[Kategorie:Forschungssatellit (Physik)]]
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[[Kategorie:Raumfahrtmission 2013]]
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[[Kategorie:Durchmusterung]]