Uderzenie asteroidy Eltanin i wygenerowanie w jego wyniku megatsunami miało miejsce około 2,51 mln lat temu (+, -  0,07 mln), co zgadza się z przyjmowaną granicą pomiędzy pliocenem i plejstocenem, czyli 2,58 mln lat temu. Jest to do dzisiaj jedyny znany przypadek śladów uderzenia meteorytu w głęboki basen oceaniczny (głęb. 4-5 km), w rejonie położonym około 1500 km w kierunku południowo-zachodnim od wybrzeży Chile. I chociaż na dnie morza nie ma krateru, znaleziono materiał meteorytowy w skałach osadowych, zebranych w trzech miejscach oddalonych od siebie o 500 km. Pozostały również ślady intensywnej erozji, a także osadzania się zerodowanego materiału, kwalifikowanego jako pozostałości obiektu o średnicy od 1 do 4 km. Niższe oszacowanie wielkości asteroidy opierało się na ekstrapolacjach związanych z zasięgiem obszarowym materiału meteorytowego, podczas gdy górna granica tej wielkości została określona na podstawie potencjalnego oporu przez kilkukilometrową przestrzeń wodną, która uniemożliwiła utworzenie krateru dennego.

Znalezisko wywołało debatę na temat rozmiaru bazaltowej asteroidy (achondrytowej), przy czym wielu badaczy starało się oszacować średnicę obiektu za pomocą  metod modelowania numerycznego. Podobne symulacje odnoszą się z reguły do asteroidów o średnicy do ok. 800 m (modelowanie przebiegu impaktów dla obiektów o większych rozmiarach staje się na tyle skomplikowane, że wyniki ich zawierają zbyt szeroki margines błędu). W zasadzie górny limit dla tego rodzaju obliczeń, w których stopień prawdopodobieństwa jest możliwy do zaakceptowania, powoduje przyjęcie założenia, że asteroida Eltanin nie mogła mieć średnicy znacząco większej niż 1 km, gdyż większy jej rozmiar spowodowałby dotarcie impetu uderzenia do dna morskiego i wytworzenie w nim krateru dennego.

Kwestia dotycząca wielkości asteroidy Eltanin jest ważna, ponieważ zakłada się, że charakter fal wodnych wygenerowanych przez takie uderzenia jest określony przez zasady batymetrii oraz stosunek średnicy obiektu do głębokości wody.
(batymetria - dział hydrologii zajmujący się badaniami ciśnienia wody w prądach i ciekach wodnych na różnych głębokościach w akwenach oceanicznych)
Zagadnienie wiąże się bezpośrednio z szacowaniem wielkości fal tsunami, które mogą być wytworzone przez uderzenia występujące na tak głębokich akwenach. Badania koncentrują się na dwóch kluczowych kwestiach, szybkości zaniku amplitudy fali w zależności od odległości punktu uderzenia oraz zasięgu efektu Van Dorna.
 (Opisane efektu van Dorna w notce jak  link:
https://stanislaw-orda.szkolanawigatorow.pl/wspomnienia-pana-tsunami )
Po pierwsze, modelowana fala początkowa dla uderzenia asteroidy Eltanin, przy przyjęciu rozmiaru  średnicy o długości 1 km. osiąga amplitudę kilkuset metrów, ale tempo zaniku jest takie, że zanim dotrze do najbliższego brzegu kontynentu Ameryki Południowej, ma już tylko ok. 20 m wysokości. Po drugie, szybkie tempo zaniku wydaje się być zwiększone przez efekt Van Dorna, który przewiduje, iż głębokie fale wygenerowane przez impakt masywnego obiektu z oceanem, załamują się na przybrzeżnych stokach i szelfach kontynentalnych.

Rzecz jasna, występuje znaczna zmienność modelowanych wyników dla wysokości fali wygenerowanej uderzeniem asteroidy Eltanin. Nowsze szacunki oparte na nieliniowych modelach numerycznych dla średniej wielkości asteroidy są sprzeczne z wcześniejszymi, które wykorzystywały numeryczne modelowanie liniowe. I tak np. Ward i Asphaug w obliczeniach z 2002 r. przyjęli, że uderzenie obiektu o kilku kilometrowej średnicy utworzyłoby początkowe zagłębienie w morzu o głębokości takiej jak wynosi głębokość oceanu w miejscu impaktu oraz szerokie na 60 km. Natomiast oszacowana wysokość fal tsunami sięgałaby 200-300 m wzdłuż najbliższych wybrzeży Ameryki Południowej i Półwyspu Antarktycznego oraz ok. 40 m dla znacznie bardziej odległych wybrzeży Nowej Zelandii i wschodniej Australii.
(Steven N. Ward; Institute of Geophysics and Planetary Physics, University of California, Santa Cruz; Erik Asphaug; Earth Science Board, University of California, Santa Cruz),
Dla porównania model dr Sarah Mader z 1998 r. pokazuje maksymalne amplitudy fal głębokowodnych wynoszące 40 m u wybrzeży Nowej Zelandii, 30 m u wybrzeży Alaski oraz 8 m na wybrzeżu Japonii. Z kolei dr Kai Wünnemann, Gareth S. Collins i Robert Weiss uważają (2011 r.), że wydarzenia takie, jak .uderzenie asteroidy Eltanin, nie mogłyby wytworzyć na wybrzeżach oddalonych o tysiące kilometrów od źródła fal o niszczycielskiej sile.
(Sarah Mader - Geophysical Institute/Karlsruhe Institute of Technology;
Kai Wünnemann - Museum für Naturkunde, Berlin;
Gareth S. Collins - Imperial College London;
Robert Weiss - Department of Geosciences. Virginia Polytechnic Institute and State University; Blacksburg, USA)
Istnieją znaczne rozbieżności między wielkościami modelowanych wyników, jakkolwiek uważa się, że nawet fale o małej amplitudzie (np. 20 m) wywołałyby katastrofalne skutki dla znacznej części wybrzeża Ameryki Południowej. Groźna bowiem jest nie tyle amplituda tsunami, co spiętrzenie fali po dotarciu na ląd, gdzie osiągnęłaby wysokość do 10-25 razy większą. Niezależnie od szacowanego rozmiaru amplitud tsunami w różnych lokalizacjach przybrzeżnych, rozsądne wydaje się założenie, że istnieją wystarczające fizyczne dowody na zalanie ok. 2,5 mln lat temu wybrzeży co najmniej wokół południowego Oceanu Spokojnego, a być może również dalej położonych. Dalsze badania mają, m. in., na względzie konsekwencje dla zmian klimatu w wyniku wstrzyknięcia dużych ilości pary wodnej i siarki do stratosfery jak też innych perturbacji atmosferycznych spowodowanych przez falę uderzeniową.

Fran T. Kyte, naukowiec z Institute of Geophysics and Planetary Physics, University of California w Los Angeles (UCLA) uważa, że poszukiwania pozostałości po impakcie asteroidy Eltanin jest bardzo trudne, gdyż późny pliocen był okresem gwałtownych zmian klimatycznych. Jeśli jednak wielkoskalowe, enigmatyczne cechy, takie jak masowa zagłada morskich stworzeń u wybrzeży Antarktydy, miałyby być powiązane z przeróbką osadów spowodowaną megatsunami z powodu Eltanin, wówczas pozorny brak dowodów sedymentacyjnych lub stwierdzona obecność wyraźnej niezgodności plioceńsko-plejstoceńskiej w dużej części regionu Pacyfiku,  wymagałaby ponownej analizy.

W przypadku megatsunami mającej za przyczynę ten impakt poszukuje się dowodów w tym znanym w historii Ziemi jedynym miejscu  uderzenia asteroidy w głęboki ocean. Natomiast  brak wykrycia innych podobnych zdarzeń sprawia, iż badacze nie dysponują wystarczającą ilością  danych potrzebnych do określenia stopnia typowości dla pozostałości takiego zdarzenia. Obecne interpretacje stratygraficzne zakładają, że niektóre rozległe cechy geologiczne mogą być tworzone przez dwa zupełnie różne procesy, z których jeden jest dotychczas w ogóle nie rozpoznany. Istniejące niezgodności i luki w zapisie geologicznym są także wynikiem wahań poziomu morza występujących w okresach liczących setki tysięcy lat. Dlatego wiele sekwencji osadowych zostało nawarstwione nad wykrytymi śladami. Są to skutki megatsunami wywołanej impaktem Eltanin. Joanne Bourgeois (emerytowany profesor University of Washington, Seattle) przedstawiła dowody na istnienie osadów tsunami na granicy kredy i trzeciorzędu. Morfologia złoża jest podobna do pozostałości po Eltanin. Znalezione rozdrobnione klastry są powszechną cechą osadów tsunami. (Np. znaleziska w dorzeczu rzek Wanganui i Rangitikei. Nowa Zelandia).
Efektem impaktu było niezwykłe przyspieszenie zmian związanych z klimatem bezpośrednio po uderzeniu asteroidy Eltanin. Odrywanie się od mas lądowych, takich jak Nowa Zelandia i Antarktyda, ogromnych ilości osadów rozpoczęło się w wyniku tego uderzenia i trwało przez cały późny pliocen i znaczną część plejstocenu. Proces szybkiej transformacji klimatycznej kontynentu antarktycznego również rozpoczął się w późnym pliocenie. Niewykluczone, że megatsunami spowodowało powszechną erozję i przeróbkę osadów w późnym pliocenie, a konsekwencje uderzenia asteroidy dla ziemskiego biotopu doprowadziły do globalnej reakcji klimatycznej. Oprócz natychmiastowych skutków uderzenia w głęboki ocean, takich jak fala uderzeniowa związana z wybuchowym odparowaniem wody, wstrzyknięcie do stratosfery ogromnych ilości wody (i siarki), miałyby długoterminowe i globalne konsekwencje pogodowe oraz klimatyczne. Geofizyk David A. Kring z zespołem wywnioskowali, że duże masy siarki wprowadzonej do stratosfery mogą zauważalnie wpłynąć na bilans promieniowania słonecznego docierającego do powierzchni Ziemi, zmienić skład chemiczny warstwy ozonowej i zostać przekształcone w deszcze kwasu siarkowego. Dla przypadku Eltanin oszacowano, że impakt doprowadziłby od 5 do 50-krotnego wzrostu masy siarki w stratosferze (około 2 x 10 do11 g).
(dr D. A. Kring - naukowiec z Lunar and Planetary Institute, Houston, Texas)

Przy wystarczającej ilości tlenu i wodoru w smugach pary wodnej dla większości impaktów, następuje przekształcenie siarki w aerozole kwasu siarkowego. Skutki umiarkowanie dużego uderzenia w głęboki ocean, jak w przypadku Eltanin, należałoby umieścić pomiędzy erupcją wulkanu Mount Pinatubo na Filipinach w czerwcu 1991 r. (wieloletnie obniżenie średniej globalnej temperatury o co najmniej 0,5 C), a kraterem uderzeniowym Chicxulub u wybrzeży Jukatanu w wyniku uderzenia asteroidy ok. 66 mln lat temu (obniżenie o 2,0 C przez 3 lata lub dłużej). Ponadto nadmiar cząstek wody niewykorzystany do produkcji aerozoli kwasu siarkowego może skraplać się w postaci lodu wodnego, zwiększając albedo planety i wchodząc w interakcje z pyłami wzbitymi do górnych warstw atmosfery. Dłuższy czas przebywania pary wodnej w stratosferze może doprowadzić do ocieplenia (efekt cieplarniany) lub ochłodzenia (chmury lodowe), czyli stanowi jeden z czynników klimatycznych wyznaczających początek czwartorzędu 2,58 mln lat temu.

Niewykluczone, że to co Kyte i inni (2009) postrzegają jako czas gwałtownych perturbacji klimatycznych komplikujących poszukiwanie pozostałości Eltanin, jest właśnie tym, co jest potrzebne, aby pomóc w odnalezieniu osadowych dowodów uderzenia. Ponowna ocena tych dowodów na istnienie niezgodności między późnym pliocenem a plejstocenem w południowym Pacyfiku i (prawdopodobnie) w południowym Atlantyku (jak też winnych rejonach) może doprowadzić do ponownej oceny i rozważenia alternatywnej, katastroficznej interpretacji. W przeciwieństwie do aktywnego położenia Nowej Zelandii na granicy płyt, pasywne, wewnątrz płytowe środowisko przybrzeżne południowo-wschodniej Australii oferuje możliwość ustalenia, czy istnieją szeroko rozpowszechnione dowody lądowe na zalanie przez megatsunami. I może najważniejszym wnioskiem jest taki, że klimatyczne i geologiczne implikacje katastroficznych zdarzeń, takich jak uderzenie asteroidy Eltanin, muszą być brane pod uwagę wraz z bardziej konwencjonalnymi scenariuszami podczas badania lub ponownego badania późnych formacji plioceńskich, nie tylko w akwenie Pacyfiku, ale i w innych miejsc na całej planecie.

Zbieżny czas uderzenia asteroidy Eltanin w głęboki ocean i granica pliocen-plejstocen pozostawia bez odpowiedzi kwestie dotyczące poprawności naszych interpretacji zmian klimatycznych i geologicznych w tym czasie. Czy asteroida była zbyt mała, aby wpłynąć na klimat i/lub geologię? Czego tak naprawdę możemy się spodziewać po uderzeniu w głęboki ocean, w przeciwieństwie do uderzenia w płytką wodę lub ląd? Czy nasze próby rozwikłania złożoności zmian klimatycznych i geologicznych wokół granicy pliocenu i plejstocenu, przy użyciu konwencjonalnych scenariuszy, ograniczają naszą zdolność do rozpoznania kluczowego katastrofalnego czynnika napędzającego zmiany środowiskowe? Nie znamy wiążącej odpowiedzi na te pytania, ale warto wspomnieć, że chociaż większość wyników badań związanych z asteroidą Eltanin była dostępna dopiero w końcu ostatniej dekady XXI wiek,  dane te zostały zignorowane przez badaczy zajmujących się wydarzeniami, które  zachodziły na granicy pliocenu i plejstocenu. Wypada mieć  nadzieje, że będą kontynuowane bardziej dokładne badania niedocenionego, opisanego wyżej, mechanizmu zmian geoklimatycznych.

Na podstawie:
https://www.researchgate.net/publication/258670208_The_Eltanin_asteroid_impact_Possible_South_Pacific_palaeomegatsunami_footprint_and_potential_implications_for_the_Pliocene-Pleistocene_transition
autorzy:
James Goff
PhD - UNSW Sydney | UNSW · School of Biological, Earth and Environmental Sciences (BEES);Uniwersytet Nowej Południowej Walii - Sydney; kampus uniwersytetu znajduje sie na wschodnim przedmieściu o nazwie Kensington (rejon administracyjny Randwick)
Catherine Chagué (jw.)
Michael Archer (jw.)
Dale Dominey-Howes
The University of Sydney - School of Geosciences (BSc Hons, FGS, FRGS)
(Sydney – dzielnica Camperdown; samorząd Marrickville))
Chris S. M. Turney
University of Technology Sydney - UTS (PhD, UTS, BSc Hons. Dzielnica Ultimo - samorząd City of Sydney).

Według przeprowadzonych na bazie danych programu astrometrycznego GAIA (zob. ANEKS)  oszacowano, ze mniej więcej co 100 000 lat (ziemskich) dochodzi do bliskiego spotkania Słońca z inną gwiazdą na dystansie mniejszym niż 1 parsec (pc =3,26 roku światła). W części takich przypadków byłyby to nawet odległości poniżej 0,5 pc. I właśnie ok. 2,5 mln lat temu takie zbliżenie dotyczyło gwiazdy HD 7977 (karzeł w konstelacji Kasjopeja o typie widmowym G3E, o żółtej barwie z zakresu optycznego; obecny dystans do Słońca to ok. 247 lat świetlnych. Masa tej gwiazdy szacowna jest na ok. 10 procent większą od słonecznej). 
Spowodowało to zaburzenie równowagi dynamicznej w Układzie Słonecznym oraz zaburzenia w trajektoriach planetoid (asteroid). Skutkiem było uderzenie w Ziemię asteroidy Eltanin. Nie wiemy ile było takich uderzeń w ziemskie wody oceaniczne, ale z pewnością  nie było to zdarzenie wyjątkowe.

Bliskie spotkania gwiazd mogą potencjalnie zmienić ewolucję układów planetarnych. Są to częste zdarzenia na wczesnych etapach ich rozwoju, gdy planety formują się z dysków około gwiazdowych. Procesy takie mogą wówczas zostać zakłócone.  Przypuszcza się, że ok.2.5 - 2,8 mln lat temu wspomniana gwiazda przeszła w odległości  od 0,15 do 0,4 pc od Słońca. Tak bliskie spotkania z innymi gwiazdami mogą się zdarzać w każdym czasie, a ponieważ zakłada się, że większość gwiazd jest otoczona luźno związanymi grawitacyjnie ciałami kometarnymi, podobnymi do Obłoku Oorta, okalającego Układ Słoneczny, to zakłócenia w trajektoriach takich obiektówe wynikłe wskutek oddziaływania znacznie bardziej masywnego obiektu w rodzaju gwiazdy, powodują chaotyczne zmiany ich trajektorii. Wówczas jakaś ich część może trafić do wewnętrznych rejonów układu planetarnego, skutkując zderzeniami z planetami. Uderzenie obiektu o relatywnie dużej masie może wygenerować istotne zmiany na trafionej przezeń planecie. Powyższe sprawia, że bliskie spotkania Słońca z innymi gwiazdami stanowią jedno z najbardziej ekscytujących zagadnień dla naukowców badających historię Układu Słonecznego.

Próby obliczenia częstotliwości takich bliskich spotkań stały się  możliwe dopiero po publikacji katalogu gwiazd z programu Hipparcos w 1997 r. Katalog ten zawierał podstawowe dane dotyczące ponad 118 000 najbliższych gwiazd. Po dwóch dekadach przymiarek zadanie dotyczące symulacji ruchu tych gwiazd stało się realne w drodze opracowania oprogramowania zdolnego do analizy tak dużej ilości danych oraz szerszej dostępności wysoko wydajnych serwerów zdolnych do ich obsługi. Jednocześnie powstał bardziej szczegółowy katalog gwiazd dla programu  Gaia. Od chwili pierwotnego wydania katalog ten był aktualizowany już dwukrotnie. Obecnie zawiera informacje o gwiazdach na podstawie opracowania ruchów dla ok. 34 milionów gwiazd.

W artykule opublikowanym w bazie danych arXiv na Uniwersytecie Cornella w dniu 14 lipca 2022 r. i zaakceptowanym do publikacji w The Astrophysical Journal Letters,  dr Coryn Bailer-Jones z Instytutu Astronomii Maxa Plancka w Lipsku wykorzystał dane z najnowszej wersji katalogu Gaia do wytypowania gwiazd, które w ciągu ostatnich 6 milionów lat prawdopodobnie przeszły w odległości max. jednego parseka (3,26 roku świetlnego) od Słońca.
https://pl.wikipedia.org/wiki/Gaia_(sonda_kosmiczna)

Dr C. Bailer-Jones zauważa, że niektóre wcześniejsze próby wytypowania kandydatów do bliskich spotkań zakładały dystans większy niż 1 parsek. Jednak skoro obecny najbliższy nasz gwiezdny sąsiad -  system Alfy Centaura - znajduje się w odległości zaledwie 1,3 parseka (4,24 lat świetlnych), zatem przyjęcie dystansu o rozmiarach 1 parseka wydaje się uzasadnionym górnym limitem. Wg obecnie przyjmowanych wielkości, Obłok Oorta rozciąga się na odległości od 0,25 do 0,5 parseków (0,82 do 1,63 roku światła) od Słońca. Z tego względu przyjęto, że gwiazdy, które znajdą się bliżej niż 1 parsek od Słońca będą wywierać wpływ na ruch obiektów z tego obłoku. Stopień błędu założony w katalogu Gaia sprawia, że obliczenia symulacyjne dotyczące spotkań odległych w czasie więcej niż 6 milionów lat stają się zbyt niepewne. Ponadto katalog Gaia zawiera tylko ciała gwiezdne o masie większej niż 0,12 masy Słońca, a zatem zostały pominięte  spotkania z mniej masywnymi obiektami (np. brązowymi karłami, których jest relatywnie więcej).

Ostateczna lista C. Bailera-Jonesa obejmuje 61 gwiazd, które znajdują się obecnie w odległości max. 380 parseków (1329 lat świetlnych) od Słońca, (średni dystans wynosi 100 parseków, tj. 326 lat św.). Istotne jest zastrzeżenie, że lista ta nie może być uważana jako ostateczna jak też może zawierać niedokładności. Po bardziej szczególowej weryfikacji pozostało 13 gwiazd o akceptowalnym prawdopodobieństwie poprawności obliczeń. Szczególnie duże ryzyko błędu w oszacowaniach odnosi się do gwiazd podwójnych, które mają bardziej skomplikowane wzorce ruchu, znacznie trudniejsze do obliczenia, jak też tzw. białych karłów stanowiących obiekty trudne do monitorowania.

******

ANEKS  -  Misja Gaia
Bezzałogowa sonda kosmiczna Gaia jest następcą satelity Hipparcos. Pierwotnie planowana nazwa misji była akronimem GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), jednakże ostatecznie misja nie stała się interferometrem, dlatego zrezygnowano z akronimu, ale pozostawiono nazwę Gaia (mit. bogini Ziemi). Statek kosmiczny Gaia został zbudowany przez EADS Astrium SAS z Paryża; - główny wykonawva.  Centrum Operacyjne Misji Gaia (MOC) znajduje się w ESOC, Darmstadt, Niemcy, zaś Centrum Operacji Naukowych Gaia (SOC) znajduje się w Europejskim Centrum Astronomii Kosmicznej (ESAC) w Villafranca w Hiszpanii..
https://pl.wikipedia.org/wiki/EADS_Astrium

Sonda Gaia została wyniesiona na orbitę 19 grudnia 2013 r. przez rakietę Sojuz-ST z kosmodromu w Kourou, (europejski kosmodrom w Gujanie Francuskiej). Gaia krąży wokół układu Słońce-Ziemia z drugiego punktu Lagrange'a ( L2), usytuowanego w odl. 1,5 mln km od Ziemi, a jej misja miała potrwać nominalnie pięć lat (tj. do końca grudnia 2020 r.). Orbita sondy była elipsą  o wymiarach 340 000 x 90 000 km. Na dystansie 1,5 mln km od Ziemi, nasza planeta nie przesłania tarczy słonecznej, toteż panele sondy mogły być ładowane przez 24h/doba. Standardowy okres obiegu po ww. orbicie wynosi ok.180 dni. Orbity wokół punktu L2 są dynamicznie niestabilne; małe odchylenia od równowagi rosną wykładniczo wraz z upływem czasu. Gaia wykorzystywała swój system napędowy do wykonywania okresowych manewrów dla utrzymania założonej orbity.

Sonda posiadała jeden zintegrowany instrument, który obejmujmował trzy główne funkcje: astrometrię, fotometrię i spektrometrię. Wszystkie wykorzystywały dwa wspólne teleskopy i wspólną płaszczyznę ogniskową, przy czym każda funkcja posiadała dedykowany obszar na dużej matrycy detektorów CCD (charge-coupled device) o wymiarach 0,5 m x 1 m. Najpotężniejsze stacje naziemne ESA zostały zaangażowane do wysyłania poleceń do Gai oraz  odbierania dużej ilości danych naukowych w celu wykonania Galaktycznej Mapy Gai. Stacje naziemne (stacje odbiorcze o czaszach o średnicy 35 m):
New Norcia w Australii (DSA 1);
Cebreros w Hiszpanii (DSA 2)
Malargüe w Argentynie (DSA 3)
Podczas krytycznej fazy LEOP, dodatkowe wsparcie dla ww. stacji naziemnych udzieliły stacje ESA (czasze o średnicy 15 m) w Kourou (Gujana Francuska), Maspalomas (Gran Canaria) i Perth (Zach. Australia).
exemple: https://www.esa.int/Enabling_Support/Operations/ESA_Ground_Stations/Maspalomas_station

Stacje DSA 1 i DSA 2 zostały uruchomione odpowiednio w 2002 i 2005 roku i zapewniły najnowocześniejsze udogodnienia w zakresie łączności, zasięgu radiowego i lokalizacji oraz badań radiowych. Stacja DSA 3 rozpoczęła pracę w 2012 roku.

Gaia została  wyposażona w nadajnik o mocy zbliżonej do trzech standardowych 100-watowych żarówek, który przeznaczony był do transmisji danych z prędkością do 10 Mb/s. Umożliwiała to specjalnie zaprojektowana antena fazowa do przesyłania danych, która nie zakłócała wartości parametrów pomiarowych.

Czas pomiarów (ich wysyłka i odbiór) musiał być bardzo precyzyjnie synchronizowany. Dlatego na wyposażeniu Gai znajdował się zegar atomowy do oznaczania czasu uzyskania danych, który musiał być dopasowany do oznaczania czasu odbioru danych przez  stacje naziemne. Standard naziemnego znacznika czasu CCSDS (organizacja zajmująca się standardami technicznymi w kosmosie), z którego korzysta społeczność kosmiczna, został rozszerzony do rozdzielczości pikosekundowej, aby spełnić wymagane parametry  programu badawczego, a funkcja ta została dodana do anten kosmicznych Estrack ESA.

Orbita satelity Gaia musiała być również wyznaczona z bardzo dużą dokładnością (do 150 m na odległości od Ziemi ca 1,5 mln km). Metody radiometryczne są uzupełniane przez obserwacje optyczne z teleskopów naziemnych, które  wykonują zdjęcia Gai na tle gwiazd oraz pomiary Delta-DOR w fazie rozruchu i kalibrowania instrumentów statku Gaia (metoda  wykorzystywana do określenia pozycji statku kosmicznego względem kwazara (tj. jasnego stabilnego pozycyjnie źródła światła).

Wymogi dotyczące przetwarzania danych naukowych dla misji Gaia należą do najtrudniejszych w realizacji spośród wszystkich dotychczasowych przedsięwzięć naukowych. Ze względu na ogromną ilość danych zebranych dla 1 miliarda gwiazd, ich przetworzenie oraz strukturalizacja  i zagregowanie wyników naukowych potrzebnych do zbudowania trójwymiarowego modelu Galaktyki  Milky Way, stanowi duże wyzwanie dla w mocy obliczeniowej dostępnej w obecnej dekadzie.

W  trakcie misji Gaia zostało zebranych około 100 terabajtów danych naukowych Oszacowano, iż w  wyniku końcowego przetworzenia zebranych danych całkowita objętość ich archiwum przekroczy 1 petabajt (czyli ok. 1000 jednoterabajtowych dysków twardych, tj. zwiększy się minimum dziesięciokrotnie).

**************************

Wykaz moich wszystkich notek na portalu "Szkoła Nawigatorów" pod linkiem:

http://stanislaw-orda.szkolanawigatorow.pl/troche-prywaty

 

---

tagi: kosmiczni przybysze 

	stanislaw-orda
	28 stycznia 2025 03:28

22     892    8 zaloguj sie by polubić