JATE Kísérleti Fizika Tanszék

 
MEGFIGYELŐ ESZKÖZÖK
A MODERN CSILLAGÁSZATBAN
 
szakdolgozat


Készítette: Ábrahám Ferenc
V. éves fizika-számítástechnika szakos hallgató
 

Témavezető: Dr. Szatmáry Károly
tudományos főmunkatárs
 
 
Szeged
1998



Tartalomjegyzék

 

1. Bevezetés

2. Alapvető megfigyelési módszerek és eszközök

2.1. Az elektromágneses spektrum áttekintése
2.2. Spektroszkópia
2.3. CCD-k, részecskedetektorok és egyéb műszerek
3. Távcsövek, megfigyelések a Föld felszínéről
3.1. A távcsövek felépítése, működése, típusai
3.2. Aktív és adaptív optika; VLT (Very Large Telescope)
3.3. VLBI (Very Long Baseline Interferometry)
4. Űrcsillagászat
4.1. Gamma (CGRO)
4.2. Röntgen (ROSAT, AXAF, XMM)
4.3. Ultraibolya (IUE)
4.4. Látható tartomány (HIPPARCOS, HST)
4.5. Infravörös (IRAS, ISO, SIRTF)
4.6. Rádió (VSOP)
5. Összegzés, befejezés

6. Irodalomjegyzék

 


1. Bevezetés

 
"Minden ember mást lát a csillagokban.
 A vándoroknak - útmutatók.
 Másoknak csak kicsiny tüzek.
 A tudós számára - válaszra váró kérdések...
 És ezek a csillagok mind némák."

                                    /A. Saint-Exupéry/

 
A csillagászat mint kultúra és mint tudomány nagy szerepet játszott már az ókori folyómenti kultúrákban is. Tagadhatatlan, hogy bizonyos területeken olyan eredményeket értek el a spontán megfigyelés segítségével, amelyek már messze elébük, a XIX-XX. sz. asztronómiájához vezetnek. Azonban a puszta szemmel ill. egyszerű eszközökkel végzett vizsgálódások csak korlátozott megfigyelési lehetőségeket nyújthatnak.

A korlát áttörését a XVII. sz. elején (1608) feltalált távcső jelentette. Ez az eszköz - túlzás nélkül állíthatjuk - forradalmasította a csillagászati megfigyeléseket és ezen keresztül az emberiségnek a Világegyetemről kialakított elképzeléseit. Ez a forradalom azóta sem ért véget, és ma már az is jól látható, hogy a távcsövek teljesítőképességének a Föld légkörének zavaró hatása sem szabhat határt. Kézenfekvő megoldásként kínálkozik a megfigyelő eszközök légkörön túlra történő telepítése. Erre az utóbbi 40 év, az "űrkorszak" adott lehetőséget, de az 1980-as évek végétől "alternatív" megoldásként terjedőben van az ún. adaptív optikát alkalmazó technika, hála a nagyteljesítményű számítógépek elterjedésének.

Szakdolgozatomban is kiemelkedő szerepet kap a 4. fejezetben bemutatásra kerülő űrcsillagászat, azaz a légkörön túli megfigyelő eszközök ismertetése és összefoglalása, a teljesség igénye nélkül. (A 2. és a 3. fejezet a 4. megalapozásának tekinthető.) Mindenekelőtt azokat az űrtávcsöveket tárgyalom, melyek az utóbbi 10-15 év folyamán jelentős szerepet játszottak, illetve jelenleg is üzemelnek. Ezen belül is a Naprendszeren túli kutatásokra helyezem a hangsúlyt, és nem foglalkozom pl. a Nap megfigyelésével sem. (Erről évfolyamtársam, Kovács Kornélia készített szakdolgozatot.) Több helyen kitérek a közeljövőben várható projektekre. Az eszközök tárgyilagos bemutatásán túl választ adok olyan kérdésekre is, hogy milyen tulajdonságok megfigyelésére ill. mérésére alkalmasak, és ezen adatok birtokában milyen új elképzeléseket, elméleteket alakíthatunk ki a körülöttünk lévő Univerzumról.

Végezetül meg kell említenem napjaink legnagyszerűbb "vívmányát", az Internetet. Enélkül szakdolgozatomat sem tudtam volna elkészíteni, a felhasznált irodalom jelentős része a WWW-ről származik. E modern technika minden csillagászat iránt érdeklődő ember számára lehetővé teszi a nemzetközi adatbázisokhoz való hozzáférést, így a lehető legfrissebb információk megszerzését. Terveim közt szerepel jelen szakdolgozatnak Weben történő publikálása, és ezáltal a minél szélesebb körű ismeretterjesztés.

 


2. Alapvető megfigyelési módszerek és eszközök

 

2.1. Az elektromágneses spektrum áttekintése
 
Tartomány
Elnevezés
Tipikus detektor
>108 MeV
Ultranagy energiájú g 
Ködkamra
104- 108 MeV
Nagyon nagy energiájú g 
Cserenkov-számláló
30-104 MeV
Nagyenergiájú g 
Szikrakamra
10-30 MeV
Közepes energiájú g 
Szikrakamra
1-10 MeV
Alacsony energiájú g 
Szcintillátor
0,1-10 MeV
Lágy g 
Szcintillátor
0,01-0,1 nm
Kemény X
Szcintillátor
0,1-10 nm
Lágy X
Proporcionális számláló
10-280 nm
Távoli UV (vákuum UV; XUV)
PM-cső, spec. fotolemez
280-315 nm
Közepes UV
PM-cső, fotolemez
315-380 nm
Közeli UV
PM-cső, fotolemez
380-440 nm
Ibolya
Fotolemez, PM-cső, CCD
440-500 nm
Kék
Fotolemez, PM-cső, CCD
500-560 nm
Sárga
Fotolemez, PM-cső, CCD
600-630 nm
Narancs
Fotolemez, PM-cső, CCD
630-750 nm
Vörös
Fotolemez, PM-cső, CCD
0,78-3 mm
Közeli IR
Fotokonduktív detektor
3-30 mm
Közepes IR
Hibrid szilárdtest detektor
30-300 mm
Távoli IR
Bolométer
0,3-1 mm
Szubmilliméteres mikrohullámú
Kürtantenna
mm-cm
mm-es mikrohullámú (EHF)
Kürtantenna
cm-dm
cm-es mikrohullámú (SHF)
Kürtantenna
dm-m
dm-es mikrohullámú (UHF)
Kürtantenna
1-10 m
Ultrarövid hullámú (VHF)
Dipólantenna
10-100 m
Rövidhullámú (HF)
Dipólantenna
100-1 000 m
Középhullámú (MF)
Dipólantenna
1-10 km 
Hosszúhullámú (LF)
Dipólantenna

Az elektromágneses sugárzás spektrumai
(Cserepes- Petrovay, 1993)
 

2.2. Spektroszkópia
(Vinkó-Szatmáry-Kaszás-Kiss, 1998)

A színképelemzés, vagyis a spektroszkópia a csillagászat egyik legeredményesebb vizsgálati módszere.

 

2.2.1. Elméleti alapok

A modern színképosztályozás a csillagok légköri hőmérsékletén és nyomásán alapul. A hőmérséklet meghatározza a csillag színét és felületegységének fényességét. A nyomás a felszíni gravitációs gyorsulástól, így durván a csillag méretétől függ. A méret és a felületi fényesség megadja a csillag luminozitását, a teljes fényteljesítményét. Ennek ismeretében a távolságra is következtetni lehet.

A fizikusok felfedezték, hogy az izzásig hevített szilárd testek, folyadékok vagy sűrű gázok folytonos spektrumú sugárzást bocsátanak ki mindenféle vonalak nélkül, ez a kontinuum.

Egy ritka forró gáz azonban csak az atomjaira jellemző bizonyos hullámhosszokon (színeken) sugároz, ilyenkor fényes emissziós vonalakat figyelhetünk meg. Ha hidegebb gáz helyezkedik el valamilyen sugárzó objektum előtt, akkor sötét elnyelési, vagyis abszorpciós vonalak jelennek meg a színképben.

Minden atomnak vagy molekulának megvannak a saját színképvonalai, amelyek hullámhosszát az elektronjaik energiaszintjei, pontosabban az azok közti különbségek határozzák meg. Ha egy elektron foton elnyelése során magasabb energiaszintre ugrik, akkor abszorpciós vonal, ha pedig foton kibocsátásával alacsonyabb szintre kerül, akkor emissziós vonal jön létre.

A színképvonalak nemcsak arról árulkodnak, hogy milyen elemek vannak egy csillag légkörében, hanem arról is, hogy milyen fizikai körülmények között jöttek létre (hőmérséklet, nyomás, elektromos és mágneses tér erőssége, helyi mozgásviszonyok). Így a színképelemzés segítségével a csillagokról nagyon sok információt szerezhetünk.

A folytonos színképen belüli energiaeloszlás utal a csillag légkörének hőmérsékletére. A legtöbb információ azonban a színképvonalak vizsgálatából származik. A vonalak azonosítása és erőssége a kémiai összetétel meghatározását teszi lehetővé, amelyből a csillag korát becsülhetjük meg.

A vonalak színképbeli helye, a laboratóriumi hullámhossztól való eltolódás mértéke a Doppler-effektus alapján annak a gáznak a mozgásviszonyait adja meg, ahol a vonal kialakul. A színképvonalon belül az intenzitás lefutása, a vonal alakja, a vonalprofil a csillag légkörét alkotó gázban lévő fizikai körülmények meghatározása mellett a csillag forgásának sebességére, az esetleges pulzációra, csillagszélre, tömegvesztésre, felszíni foltokra, a csillag körüli anyagra, kettősségre és sok másra enged következtetni.

Persze a Földön megfigyelt színkép a csillagtól, a köztünk lévő csillagközi anyagtól és a földi légkörtől együtt származik. A vonalak azonosításánál vigyázni kell erre, el kell különíteni a különböző eredetű vonalakat, sávokat.

 

2.2.2. Spektroszkópiai műszerek

Az összes modern optikai spektroszkóp működése azon a fizikai jelenségen alapul, amit Newton 1666-ban fedezett fel, amikor egy prizma segítségével a fehér fényt színeire bontotta. Később a XIX. század kiemelkedő fizikusai bizonyították be, hogy ez a felbontás annak következménye, hogy a fény olyan hullámokból áll, melyek hullámhossza (illetve frekvenciája) különböző. Olyan optikai elemekkel (bontóelemekkel), melyek a különféle hullámhosszúságú komponenseket különbözőképpen térítik el (a fizikában ezt a jelenséget diszperziónak nevezik), létrehozhatjuk a fényforrás hullámhossz szerint rendezett képét, azaz spektrumát.

Az erre szolgáló összetett optikai berendezést nevezzük spektroszkópnak. Használatos még a spektrográf elnevezés is, eredetileg ezt a spektrumot lefényképező spektroszkóp elnevezésére használták.

A belépő rést, amelyen keresztül a fény a spektroszkópba jut, a távcső Cassegrain-, esetleg Coudé-fókuszába helyezik. A műszerbe bejutó divergens fénynyalábot a kollimátor fókuszálja a bontóelemre, amely optikai rács, vagy ritkábban prizma, esetleg ezek kombinációja lehet. Magát a színképet a bontóelem állítja elő. A színképet egy leképező rendszer juttatja a detektorra, amely lehet fotolemez, vagy újabban CCD-mátrix (vö. 2.3.1.).

Már ebből is látszik, hogy miért van szükség nagy átmérőjű, fényerős teleszkópokra a csillagászati spektroszkópiához. Egyrészt, a sok optikai elemen történő fényveszteség intenzitás-csökkenéssel jár, másrészt a diszperzió következtében a beeső fény a keletkező spektrum viszonylag nagy felületén oszlik el, emiatt a fénysűrűség erősen csökken. Emellett gyakran csak egy szűk spektrális tartományt rögzítenek, ahova a csillag fényének csak igen kis része esik. Mindezek miatt ahhoz, hogy a mérések jel/zaj aránya legalább 100 legyen (azaz a hiba 1 % alatt maradjon), minimum 1 méteres vagy annál nagyobb tükörátmérőjű teleszkóp szükséges. Általában minél nagyobb átmérőjű távcsövünk van, a kívánt jel/zaj érték annál rövidebb expozíciós idő alatt érhető el.

A spektroszkóp két igen fontos jellemzője (sok egyéb mellett) a reciprok lineáris diszperzió és a feloldóképesség. A reciprok lineáris diszperziót történeti okokból Angström/mm-ben mérik (1 nanométer=10 A). Ez a paraméter szemléletesen azt adja meg, hogy a spektroszkóp mennyire húzza szét a színképet, azaz mekkora méretű spektrumot állít elő. A feloldóképesség annak jellemzésére szolgál, hogy az adott hullámhosszon mekkora az a hullámhossz-különbség (Dl), amely még éppen megkülönböztethető. Mindkét paraméter végső soron befolyásolja a spektrum felbontását. Ennek alapján megkülönböztetünk kis- és nagyfelbontású spektrumot. Kisfelbontású spektrumokból lehet pl. a csillagok sugárzási kontinuumának hullámhosszfüggését tanulmányozni. A kisfelbontású spektroszkópok feloldóképessége ugyan kicsi, viszont egyszerre széles hullámhossz-tartományban lehet tanulmányozni a színképet. A nagyfelbontású spektrumok főleg akkor szükségesek, ha egyedi színképvonalakat akarunk tanulmányozni, pl. sebességmérés céljából. A nagyfelbontású spektroszkópok reciprok lineáris diszperziója kicsi (jellemző érték az 1 A/mm), feloldóképessége igen nagy (30 000-50 000 körüli), igen kis hullámhossz-különbségek vizsgálhatók vele, de általában egyszerre csak egy keskeny (5-10 nm) tartományban.

A nagy felbontóképességet és széles spektráltartomány átfogását egyesítő műszer az echelle-spektrográf, amelyben két bontóelem (általában egy nagy feloldóképességű rács és egy kisebb feloldóképességű prizma) van elhelyezve, egymásra merőleges diszperzióval. Az optikai rács ugyanis egyszerre több spektrumot is előállít (különböző optikai rendeket), melyek diszperziója egyre növekvő. A magas rendszámhoz (20-30) tartozó spektrumok már kellően nagy felbontásúak, de éppen emiatt átfedik egymást, ezért a rács túloldalán csak a színképek kombinációját lehet megfigyelni, ami zavarólag hat. A második bontóelem az elsőre merőleges irányban "húzza szét" a spektrumot, ezáltal az egymást átfedő, azonos helyre eső, de különböző hullámhosszúságú hullámok térbelileg elkülönülnek. Ezzel a keresztezett diszperziós elrendezéssel kétdimenziós spektrumokat lehet készíteni, amelyen a rácsról származó egyes spektrális rendek egymás alatt helyezkednek el.

A spektroszkópok továbbfejlesztésével sokféle egyéb berendezést szerkeszthetünk, ezek közül egy érdekes, a csillagászatban gyakran alkalmazott műszer a korrelációs spektrométer, angol rövidítéssel CORAVEL. Ebben a spektrum és a detektor között egy maszk helyezkedik el, amely több ezer vékony vonalat tartalmaz. A maszkon lévő vonalak a csillagok jellegzetes színképvonalainak megfelelő elrendezésűek. A maszkon átmenő fényt egy lencserendszer egy fotoelektron-sokszorozóra (vö. 2.3.3.) fókuszálja, azaz magát a színképet nem is rögzítik. A maszknak a diszperziós tengely mentén történő mozgatásával elérhető, hogy a detektorra jutó fény akkor legyen minimális, ha a színképen és a maszkon található vonalak pozíciója leginkább egybeesik, azaz a színkép és a maszk között maximális az átfedés. Az ilyen CORAVEL-típusú elrendezéssel a színkép Doppler-eltolódása, azaz a fényforrás és a megfigyelő relatív sebessége gyorsan, nagy pontossággal (1 km/s alatti hibával) mérhető.

 

2.3. CCD-k, részecskedetektorok és egyéb műszerek

2.3.1. CCD-k

A CCD (charge coupled device; töltéscsatolt eszköz) lényegében egy félvezető tárolóeszköz (memória), felépítését tekintve pedig pontszerű fénydetektorokból (pixelekből) álló mátrix. A pixelekben fény hatására töltés halmozódik fel (a rájuk eső fény mennyiségével arányosan), majd a töltések "kiolvasása" (azaz mennyiségük meghatározása) után előállítható a megfelelő fényintenzitás. Színes képek készítéséhez nem kell feltétlenül "színes CCD"-t alkalmazni (ami jóval drágább), a probléma megoldható színszűrők segítségével is (ún. színrebontás). Ez esetben többször kell exponálni, és a kapott egyszínű képekből digitális képfeldolgozás segítségével állítható elő a valódi színes kép.

Az űreszközökön általában kétfajta CCD-kamerát alkalmaznak: egy nagy látószögűt és egy kis látószögűt (hosszabb fókusztávolságút).

 

2.3.2. Részecskedetektorok

2.3.3. Egyéb műszerek

3. Távcsövek, megfigyelések a Föld felszínéről

 
3.1. A távcsövek felépítése, működése, típusai
(Budó-Mátrai, 1989; Kulin, 1980)

A távcsövek (teleszkópok) feladata távoli tárgyak látószögének megnövelése. Aszerint, amint leképező rendszerük csak lencséket vagy pedig tükröt is tartalmaz, lencsés távcsövek (refraktorok) és tükrös távcsövek (reflektorok) különböztethetők meg.

Mivel megfelelő minőségű lencsét kb. 1 m-nél nagyobb átmérőjűre nemigen lehet készíteni, tükrök viszont alumíniumnak üvegfelületre való párologtatásával jóval nagyobb méretben is előállíthatók, az 1 m-nél nagyobb objektívátmérőjű távcsövek mind tükrös távcsövek. Másrészt, a lencsés távcsövek optimális átmérője kb. 1 m, mert ennél nagyobb méret esetén a lencse vastagságából adódó fényveszteség meghaladja az átmérő növelése által elért fénynyereséget. (A távcsöveknél alapvető fontosságú, hogy minél több fényt gyűjtsenek be, hiszen így halványabb objektumok is megfigyelhetők.) Ezen okok miatt manapság a tükrös távcsövek dominanciája igen jelentős; a műholdakon elhelyezett távcsövek is mind tükrös távcsövek.

A tükrös távcsövek közös jellemzője, hogy objektívjük homorú tükör (forgási paraboloid vagy hiperboloid), az okulár pedig gyűjtőlencse (ill. a fotografikus távcsövekben az okulárnak nincs szerepe). A távcsövet alkotó optikai elemek fajtája és elhelyezése (az ún. elrendezés) alapján többfajta tükrös távcsövet különböztetünk meg. Ezek közül én csak azokat a típusokat ismertetem, amelyek a jelenkori csillagászatban (a műholdakon) a leggyakrabban használatosak.

 

3.1.1. Schmidt-távcső

A közönséges parabolatükörnél fellép a kóma elnevezésű optikai hiba. Ez a hiba azt eredményezi, hogy az optikai tengelyen kívüli csillagok képe torzul. Vizuális észlelésnél - ahol csak a kép közepének környezetében van szükség jó leképezésre - a kóma kevésbé zavaró, mint fotografikus felvételeknél, ahol a kép széléig terjedően van szükség éles csillagképekre. B. Schmidt 1931-ben kómamentes távcsövet készített.

A fénysugarak először a tükör kétszeres gyújtótávolságában elhelyezett korrekciós lemezen haladnak keresztül, és csak ezután jutnak a homorú gömbtükörre. Az igen bonyolult görbületű korrekciós lemez szinte tökéletes, kómától, asztigmatizmustól és szférikus aberrációtól mentes képet ad a képsíkba elhelyezett (meggörbített) fotografikus lemezen vagy filmen. (Az ilyen szerelésű távcsővel nem lehet közvetlenül vizuális megfigyeléseket végezni.)

A Schmidt-távcsővel vagy válfajaival - pl. Maksutov távcsövében a korrekciós lemez szerepét gömbi meniszkuszlencse tölti be - a nagy látótér (akár 50° ) mellett 1:1-nél is nagyobb relatív nyílás, tehát igen nagy fényerő érhető el. (A relatív nyílás - más néven nyílásviszony - a tükör átmérőjének és a fókusztávolságnak a hányadosa.) Az 1:0,3 nyílásviszonyú szuper-Schmidt rendszerű távcső speciális célokra készült. A látómező meghaladja az 50°-ot is; az ilyen távcsöveket nagy csillagmezők átvizsgálására, meteorok, sarki fények, műholdak fényképezésére használják.

 

3.1.2. Cassegrain-szerelésű távcső

A Cassegrain-féle elrendezésben a középen átfúrt parabolikus főtükörről reflektált sugarak a domború hiperbolikus segédtükörre esnek, és erről visszaverődve hozzák létre az okulárral szemlélhető képet. Ily módon aránylag kis csőhosszúság (ún. tubushossz) mellett nagy "effektív gyújtótávolság" érhető el, mert a domború segédtükör a róla visszavert sugarak konvergenciáját csökkenti ("fókusznyújtás").

A Cassegrain-távcsőhöz nagyon hasonló a Nasmyth-szerelésű távcső, de ennek főtükrét nem fúrják ki középen, hanem egy síktükröt helyeznek el a fő- és segédtükör közé, ami a távcső oldalán elhelyezett okulárra továbbítja a fénysugarakat.

 

3.1.3. Ritchey-Chrétien-szerelésű távcső

A XX. században fejlesztették ki a Ritchey-Chrétien-szerelésű teleszkópot, mely korunk legmodernebb csillagászati távcsöve; a légkörön túli csillagászatban is ezt a típust alkalmazzák leggyakrabban.

Ennek a műszernek mindkét tükre forgási hiperboloid alakú, a főtükör homorú, míg a segédtükör domború. A két tükör gyújtótávolságának viszonyát úgy határozzák meg, hogy a primer fókuszpont előtt elhelyezett segédtükör a főtükör közepén lévő nyíláson kivetíthesse az égitest összegyűjtött fényét. (Mintha az előbbi ábrán a főtükröt hiperboloidra cserélnénk.) Ezzel az elrendezéssel nagy fényerő és nagy (kb. 1 fok) korrigált látómező érhető el. Ha a teljes látómezőt fotografálásra használják, akkor a kép szerkezetének javítása érdekében még egy korrekciós lencsepárt is elhelyeznek a fókuszfelület előtt.

 

3.2. Aktív és adaptív optika
(Holl, 1994); VLT

A távcsövek leképezését lényegesen befolyásolja (értsd: rontja) a légköri turbulencia, a távcsőtükör deformálódása (saját súlya alatt, ill. a hőtágulás hatására) és a megmunkálás pontatlansága is. Az adaptív optika a légmozgások hatását küszöböli ki, míg az aktív optika a másik két problémán segít a fő- illetve a segédtükör mozgatásával és deformálásával. Mindkét esetben valamilyen referencia-fényforrásra van szükség, aminek a torzult képe segít a korrekciók kiszámításában. Az adaptív optikánál másodpercenként nagyjából hússzor kell a bonyolult számításokat és a beavatkozást elvégezni, az aktív optikánál elég óránként néhányszor (ill. a mozaiktükrös távcsöveknél ennél gyakrabban).

A legfejlettebb technikát alkalmazó csillagászati kutatásban egyre nagyobb jelentőségű az adaptív optikai elemek segítségével történő képjavítás. (Ezt a technikát egyébként eredetileg az űrvédelmi kutatások során fejlesztették ki, és csak mintegy tíz éve vált szabaddá a polgári felhasználás számára.) A légkörben állandóan jelenlevő hidegebb-melegebb csomók gyors mozgása miatt a csillag fénye, amely a légkör határára még sík hullámfronttal érkezik, mire a távcsőhöz ér, már "göcsörtössé" válik, sőt ez a göcsörtösség pillanatról pillanatra változik is. Ennek következtében a csaknem pontszerűnek látszó csillag pillanatról pillanatra kicsit más irányban látszik. Emiatt az expozíciós idő végére a fotolemezen egy kiterjedt, elmosódott foltot kapunk.

Az adaptív optikai eljárás úgy segít a dolgon, hogy a vékonyabb üveganyagból készült tükröt folyamatosan deformálják a hátoldalát megtámasztó tüskék segítségével, illetve a segédtükröt billegtetik, hogy a csillag képe mégse ugráljon. Ha a kép állandóan egy helyben marad, külön képződnek le például olyan szoros kettőscsillagok is, melyek a régi technikával teljesen egybemosódtak volna. Ehhez persze a vizsgálandó objektum közvetlen közelében szükség lenne egy referenciacsillagra, melyet pontszerűnek tartva részletgazdag képet kapunk a bonyolultabb felépítésű célobjektumról. A baj ott van, hogy megfelelő közelségben rendszerint igen nehéz megfelelő fényességű csillagot találni. Éppen ezért az adaptív optikával ellátott távcsövekre még egy "lézerágyút" is felszerelnek. A lézer segítségével tűéles fénysugarat bocsátanak a vizsgálandó terület irányába (kicsit mellé). Ez a meghatározott frekvenciájú fénysugár 80- 100 km magasságban, elérve az ott található nátriumtartalmú légköri réteget, világításra gerjeszti azt. Ilymódon pontszerű "műcsillag" jön létre, melyet referenciacsillagként használhatnak az adaptív optika alkalmazásához.

És hogy képet kapjunk az adaptív optika "jóságáról": az egyre fejlődő adaptív optikai elemekkel ellátott, legnagyobb földi távcsövek még a megjavított Hubble Űrtávcsővel is képesek felvenni a versenyt; nem véletlenül neveztem a bevezetőben ezt a technikát az (optikai) űrcsillagászat földfelszíni alternatívájának.

VLT (Very Large Telescope) (WWW)

Az aktív ill. adaptív optikát alkalmazó teleszkópok közül az ESO (European Southern Observatory) által hamarosan üzembe állítandó VLT lesz a legnagyobb. Az obszervatórium Chile déli részén, az Atacama-sivatagban (Paranal) helyezkedik el.

A rendszer teljes kiépítettségében négy darab 8,2 m-es távcsőből fog állni, lehetőség van az összehangolt működésre (interferometria) is. Ily módon a felbontóképesség egy 130 m-es teleszkópéval lesz egyenértékű. A fénygyűjtő-képesség tekintetében is fölülmúl majd minden eddigi optikai teleszkópot: kb. 16 m-es lesz az "effektív átmérő".

A befejezéshez legközelebb álló első egység (UT1) már 1998 júniusától alkalmas lesz tudományos megfigyelésekre (a legelső kép, ún. "First Light" május utolsó hetében esedékes); 2001-ig mind a négy modul működőképes lesz.

Az UT1 főtükre 8,2 m átmérőjű, kb. 177 mm vastag, anyaga Zerodur. A felület kialakításának pontossága (polírozással) eléri a 20 nm-t. A tükör felületét 150 darab tüskével lehet változtatni. A segédtükör berilliumból készült konvex hiperboloid, átmérője 110 cm.

Az optikai elrendezés Ritchey-Chrétien-rendszerű, de a Cassegrain, Coudé és Nasmyth fókuszok is használhatók. (A fókuszok közötti váltás esetén a főtükör alakját korrigálják, ill. a segédtükröt újrafókuszálják.)

A megfigyelési hullámhossz-tartomány az optikaitól (0,3 mm) az infravörösig (kb. 25 mm) terjed. Több mint tíz különböző műszer (leképező eszközök, spektroszkópok és többobjektumos spektroszkópok) fog üzemelni. A tudományos célkitűzések is igen szerteágazóak, ezek közül csak néhányat említek:

-  kialakulóban lévő galaxisok tanulmányozása;

Naprendszeren kívüli bolygórendszerek keresése;

-  egyedi és kettőscsillagok fejlődésének vizsgálata;

-  a sötét anyag (barna törpék) tanulmányozása;

-  a Naprendszer egyes objektumairól (bolygók, kisbolygók, üstökösök) meglévő ismereteink pontosítása, kiterjesztése.

 

3.3. VLBI (Very Long Baseline Interferometry)
(Frey, 1998)

A VLBI főként a rádiócsillagászatban alkalmazott módszer, mellyel a felbontást lehet megnövelni. A VLBI alapelve az, hogy egymástól távol levő rádióteleszkópokkal egyidőben ugyanazt a rádióforrást figyelik meg, s a mért jeleket mágnesszalagon rögzítik. Később a szalagokat az ún. korrelátoron visszajátszva interferenciát hoznak létre, s ebből állítják helyre (rekonstruálják) a megfigyelt rádióforrás képét. Az ily módon összekapcsolt antennák valójában egy akkora átmérőjű rádiótávcsövet "helyettesítenek", amekkora a bázisvonal két végén levő rádióteleszkópok távolsága, vagyis a bázisvonal hossza. Ez pedig akár több ezer kilométer is lehet, szinte az egész földtányér antennának tekinthető. (Az összes csillagászati megfigyelési módszer közül eddig a VLBI nyújtja a legjobb szögfelbontást.)

A VLBI működésének egyik feltétele a nagyon pontos időszinkronizáció. Az atomórák teszik lehetővé, hogy az egymástól akár kontinensnyi távolságban felvett jeleket később pontosan össze tudják játszani. (Napjaink atomóráinak (hidrogén mézerek) pontossága akkora, hogy egymillió év alatt mindössze egyetlen másodpercet késnének vagy sietnének.) Az interferencia előállításának egy másik fontos feltétele, hogy pontosan ismerjük a bázisvonal hosszát. Az eredetileg rádiócsillagászati célra kitalált VLBI-technika geodéziai alkalmazása ma már olyan magas színvonalú, hogy interkontinentális bázisvonalak hosszát is néhány milliméteres pontossággal meg tudják határozni! Végül nem feledkezhetünk meg a nagy teljesítményű mágneses adatrögzítő-rendszerek fontosságáról sem.

 


4. Űrcsillagászat

 

A csillagászoknak egészen az űrkorszak kezdetéig nem volt módjuk az elektromágneses spektrum jelentős hányadának észlelésére. De most, amikor a műholdakat a földi légkör fölé emelkedő pályákra lehet felbocsátani, egész sor űreszköz - mindegyik a színkép meghatározott részének észlelésére tervezett műszerekkel felszerelve - szolgáltatja az adatokat.

 

4.1. Gamma

A gamma-sugarak heves, aktív forrásokban keletkeznek, mint amilyenek a szupernóvák, a pulzárok és talán az a folyamat, amikor anyag szívódik be egy fekete lyukba. A gamma-égbolton végighúzódó fényes sáv egybeesik a Tejút sávjával. Erre rárakódva, különálló pontszerű forrásokként figyelhetők meg a legnagyobb szupernóva-maradványok. Vannak más nagy erejű források, ún. gamma-bursterek, melyek rejtélyesen megjelennek, és aztán néhány másodperc múlva eltűnnek. De arra a rövid időre néha erősebben sugároznak, mint az égbolt valamennyi gamma-sugárforrása együttvéve. Úgy tűnik, ezek a sugarak a mi galaxisunkon kívülről érkeznek, és roppant nagy erejű események hozzák létre őket.

A CGRO (WWW)

A Compton Gammaobszervatórium (Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) a NASA második nagy űr-obszervatóriuma. (Az első a Hubble Space Telescope, HST.) Míg a HST műszerei az infravöröstől az ultraibolyáig (2 500 nm- 115 nm) fedik le a megfigyelt elektromágneses spektrumot, addig a CGRO négy műszere a jóval nagyobb energiájú gamma-sugarak tartományában (30 keV- 30 GeV) folytat megfigyelést.

Ez a 4 műszer (BATSE, OSSE, COMPTEL, EGRET) mind méret, mind érzékenység tekintetében jelentősen felülmúlja az eddigi légkörön túli gamma-teleszkópokat. (Mivel a g -fotonok száma jóval kisebb mint az optikai fotonoké, a megfelelő számú foton detektálásához nagyméretű műszerre van szükség.)

A CGRO - 17 tonnás tömegével - a legnagyobb Föld körül keringő obszervatórium. 1991. április 5-én bocsátották fel az Atlantis űrrepülőgéppel. Programjában - többek között - napkitörések, gamma-bursterek, pulzárok, nóva- és szupernóva-maradványok valamint kvazárok sugárzásának vizsgálata szerepel.

BATSE (Burst and Transient Source Experiment)

A BATSE feladata gamma-bursterek keresése és irányának meghatározása, a teljes égboltra kiterjedően. 8 detektora 20 keV és kb. 1 MeV között tudja észlelni a gamma-sugárzást. A detektorokban nátrium-jodid kristályok vannak, melyek gamma-sugárzás hatására látható tartománybeli fényfelvillanást bocsátanak ki. Ezt a detektorok észlelik és rögzítik az időpontját, ill. a felvillanást kiváltó g-fotonok energiáját.

COMPTEL (Imaging Compton Telescope)

A COMPTEL 1-30 MeV között érzékeny műszer. A Compton-effektus alapján működő, két rétegben elhelyezett detektorai gamma-források képeit állítják elő. Elsősorban aktív galaxisok, radioaktív szupernóva-maradványok és kiterjedt molekulafelhők által kibocsátott gamma-sugárzás észlelésére alkalmas.

A detektorok felső rétege folyékony szcintillációs anyaggal van kitöltve, ami szórja a beérkező g-fotonokat (Compton-effektus). A szórt fotonokat az alsó rétegben elhelyezett nátrium-jodid kristályok nyelik el (abszorbeálják). A műszer rögzíti a detektálás idejét, helyét és energiáját; ezek alapján meghatározza az eredeti g-foton irányát és energiáját, amiből előállítja a gamma-forrás képét és energiaspektrumát.

EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope)

Ez a műszer érzékeny a legnagyobb energiákon: 30 MeV-30 GeV között. Mintegy 10-15-ször nagyobb és érzékenyebb, mint az ebben a tartományban észlelő korábbi detektorok.

Az EGRET detektora nagy feszültségű, nemesgázzal (Ne) töltött szikrakamra. Amikor a nagyenergiájú g -fotonok behatolnak a kamrába, elektron-pozitron párokat keltenek, amelyek kisülést hoznak létre a gázban. A részecskék nyomképének ismeretében meghatározható a beérkezett g-fotonok iránya. A korpuszkuláris részecskék energiáját a szikrakamra alatt elhelyezett NaI-kristályok segítségével mérik, amiből kiszámítható a g-fotonok energiája.

OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment)

4 darab NaI szcintillációs számlálóból áll, 50 keV-10 MeV között detektál. A detektorok egymástól függetlenül irányíthatók, így lehetőség van a gamma-források és a háttérsugárzás ("zaj") felváltott mérésére, majd ezután a zaj levonására a megfigyelt gamma-forrás sugárzásából. Az OSSE ezidáig több megfigyelést végzett napkitörésekről, szupernóva-maradványokban végbemenő radioaktív bomlásokról és a galaxisok centrumában lezajló anyag-antianyag annihiláció sajátosságairól.

 

4.2. Röntgen
(Almár-Both-Horváth, 1996)

A röntgen égbolt forrásai többnyire kettős rendszerekben lévő neutroncsillagok (esetleg fekete lyukak), amelyekre a normál kísérőcsillagból intenzív anyagáramlás folyik, s ennek lefékeződése magas hőmérsékletet, röntgensugárzást hoz létre. (Ha egy nagyon nagy tömegű fekete lyuk vagy neutroncsillag közelében más csillag vagy gáz- és porfelhő van, az erős gravitációs mező anyagot szív el ettől a szomszédtól; a centrum körül akkréciós korong alakul ki, s a kavargó anyag spirális csavarodású pályán a centrum felé zuhan. Eközben felmelegszik, és röntgensugárzást bocsát ki. Ha a középpontban lévő szupersűrű objektum forog, akkor a téridő felcsavarodása miatt az akkréciós korong síkja, mint egy óriási pörgettyű fősíkja, a precesszió miatt billegni kezd. Ennek az a következménye, hogy a korong síkjának a szöge hozzánk képest periodikusan ingadozik, s az onnan érkező röntgensugárzás intenzitása is oszcillál. Ezt a jelenséget már sikerült megfigyelni; vö. Élet és Tudomány, 1997/49, 1546. o.) Igen erős röntgenforrás több aktív galaxis magja, kvazárok, gáznyúlványok stb. Galaxisok összeütközése is röntgensugárzással járhat. Végül röntgenforrás a csillagok magas hőmérsékletű koronája, illetve a galaxishalmazokat körülvevő, ugyancsak forró gázburok is.

Az 1978-ban felbocsátott amerikai HEAO-2 (Einstein) hold vitt magával először képalkotásra alkalmas röntgentávcsövet a világűrbe. Kimutatta, hogy 0,25 és 4 keV között szinte minden égitest röntgensugárzó, még a közönséges csillagok is (mint pl. a Nap). Első ízben születtek röntgenképek a szupernóva-maradványokról; felfedezte, hogy a Cen A rádiógalaxis gáznyúlványa erősen röntgensugárzó. A halvány források tömeges felfedezése valószínűvé tette, hogy a röntgenhátteret is távoli diszkrét források hozzák létre.

 

4.2.1. ROSAT (WWW)

A ROSAT (a német Röntgensatellit szóból) közös német, amerikai és angol projekt. 1990. június 1-én az amerikai Cape Canaveralből állították Föld körüli pályára, Delta-II hordozórakétával.

A ROSAT küldetése kettős: először is, a teljes égbolt feltérképezése a röntgen- és az XUV-tartományban (0,6-70 nm), a detektált források pozíciójának meghatározása legfeljebb 0,5 ívperces pontossággal; továbbá a fluxus megmérése. Másodszor, a kiválasztott források részletes tanulmányozása: a spektrális jellegzetességek. ill. az időbeli változások vizsgálata.

A műhold tömege kb. 2,4 tonna, ebből több mint másfél tonna a tudományos műszerek tömege. Az energiaellátást napelemek biztosítják, ill. (tölthető) akkumulátorok. Az adatrögzítő-berendezések kapacitása 700 Mbit, ezt naponta 5-6 alkalommal továbbítja a földi követőállomásra (Oberpfaffenhofen, Németország).

A ROSAT röntgentükre Wolter-1 típusú, 4 paraboloid- és hiperboloid-tükörpárból áll. A tükrök felületét - a minél kedvezőbb reflexió érdekében - vékony aranyréteg borítja. (Súrló beesésről lévén szó, a beesési szög 88-89°.)

A maximális apertúra 84,5 cm, a fókusztávolság 240 cm. A tudományos műszerek: 2 db. irányérzékeny proporcionális számláló (gázösszetétel: 65 % argon, 15 % metán, 20 % xenon), nagyfelbontású kamera (felbontás: 1,7") és nagylátószögű kamera (f=525 mm).

 

4.2.2. AXAF (WWW)

Az AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility) a NASA nagy obszervatóriumainak sorozatában (HST, CGRO) a harmadik lesz; tervezett felbocsátási ideje (az eredeti terv szerint): 1998 augusztusa; az újabb tervek szerint erre csak decemberben kerül sor. Várható "élettartama" 5-10 év.

Mivel a főtükör minden eddiginél nagyobb (120 cm) átmérőjű, az AXAF legalább 100-szor érzékenyebb lesz , mint az eddigi legérzékenyebb röntgentávcső; a készítendő felvételek élessége (felbontása) pedig 10-szer jobb lesz.  
 
 
Tükörátmérő [cm]
Fókusztávolság [m]
Felbontás [ívmásodperc]
Max. fókuszált energia [keV]
Tükörbevonat anyaga
Einstein
58
3,45
4
5
Ni
ROSAT
84,5
2,4
4
2
Au
ASCA*
40/modul
3,8
75
12
Au
AXAF
120
10
0,5
10
Ir

* japán röntgenhold

Az eddig elvégzett tesztek alapján az AXAF tükre a beérkező röntgensugárzás 70 %-át képes fókuszálni egy 0,5 ívmásodpercnél kisebb sugarú "pontba". Ezzel a felbontóképességgel közel 1 km távolságból el lehetne olvasni egy újságot. Mindez azt jelenti, hogy rendkívüli felvételekre számíthatunk a nagyenergiájú röntgenforrásokról: neutroncsillagokról, fekete lyukakról, kvazárokról, galaxisok középpontjairól és galaxishalmazokról. A nagy felbontás (0,5"), a tükrök nagy gyűjtőfelülete és a rendkívüli érzékenység segítségével tanulmányozhatók lesznek extrém halvány röntgenforrások is. Csillagok ezreiről készülhet minden eddiginél részletesebb színkép, melyből pontosan meghatározható a hőmérsékletük, összetételük, a korona sűrűsége és számos más fizikai paraméter. Mivel a nagyobb energiájú röntgensugarak áthatolnak az intersztelláris anyagon (gáz, por stb.), megfigyelhető lesz a Tejútrendszer centruma felől érkező sugárzás. A galaxisunk spirálkarjaiban lévő röntgenforrások sugárzása szintén mérhető lesz, amiből a források tulajdonságaira következtethetünk (l. fent). Az M31-ben (Androméda köd) lévő források (bright bulge sources) által kibocsátott sugárzás is elég erős lesz ahhoz, hogy mérhető legyen a fénygörbéjük. A fénygörbék alapján azonosíthatók lesznek a kettőscsillagok; A Virgo-halmaz galaxisaiban lévő fényesebb kettőscsillagok szintén megfigyelhetők majd, csakúgy, mint a fényesebb röntgenforrások galaxisok százaiban; megmérhető lesz a luminozitásuk is. Közvetett módon, egyes objektumfajták (standard candles) segítségével nagy pontossággal meghatározható lesz a közelben lévő galaxisok távolsága, amiből pedig a Hubble-állandó értékére, ill. az Univerzum korára tudunk pontosabb becslést tenni. Mivel az AXAF képes lesz 100-szor halványabb objektumok (kvazárok, aktív galaxisok) észlelésére, mint az Einstein röntgenhold, kiterjed a megfigyelhető térbeli tartomány, így a Világegyetem korai állapota tanulmányozható.

Az AXAF műszerei közt lesz két leképező detektor és két készlet áteresztő rács. Észlelési tartomány: 100 eV-10 keV.

A főtükör 4 pár tükröző felületből áll, a szokásos Wolter-1 elrendezésű. A jobb tükrözés érdekében a tükrök felületét irídiummal vonták be. Közvetlenül a tükör mögött helyezik el a két spektrométert. Az egyik az alacsonyabb energiákra, a másik a magasabb energiákra van optimalizálva. Spektrális felbontóképességük: 100-2 000. Az AXAF CCD-detektora egyidejűleg használható képkészítésre és spektroszkópiai vizsgálatokhoz.

 

4.2.3. XMM (WWW)

Az XMM (X-ray Multi-mirror Mission) az ESA (European Space Agency) projektje. A műhold felbocsátására 1999 augusztusában kerül sor. Tervezett "élettartama" 10 év.

Az XMM elsődleges célja az 1-100 millió K hőmérsékletű plazmák vizsgálata. Az ilyen magas hőmérsékletű plazmák, energiájuk jelentős részét a röntgentartományban (0,1-5 nm; 250 eV-12 eV) sugározzák ki. Összetételüket tekintve, főleg hidrogén- és héliummagokból állnak. Vizsgálatuk fontos szerepet játszik a kozmikus röntgenforrások fizikájának megértésében.

Az XMM-ben nem precízen csiszolt üvegtükröt alkalmaznak, hanem három modulból állítják össze a tükröt (f=7,5 m), így a tükör összesen 58 darab koncentrikus héjból áll. Ennek eredményeként minden eddigit fölülmúló gyűjtőfelülettel (200 m2) rendelkezik a tükör.

Az XMM fontosabb paraméterei:

-  Megfigyelési hullámhossz-tartomány: 0,1-5 nm
-  Szögfelbontás: kb. 20 ívmásodperc (4 nm-en)
-  Látómező:  kb. 30´30 ívperc
-  Felbontóképesség: 100-600 (0,5-3,5 nm között)
-  Akár 42 órán keresztül tartó, folyamatos megfigyelés.
Detektorok :
-  3 CCD, a modulok (elsődleges) fókuszában;
-  2 reflexiórácsos spektrométer a másodlagos fókuszban (közepes felbontású spektroszkópiát tesz lehetővé);
-  1 optikai megfigyelő-rendszer (30 cm-es Cassegrain teleszkóp, a röntgennel szimultán optikai megfigyeléshez).
Az XMM műhold tömege kb. 3,9 tonna. Három tengelyre stabilizált; irányzási pontossága ±1 ívperc. A fókuszsíkban lévő műszerek optimális üzemelési hőmérséklete kb. -100° C. Ezt passzív hűtéssel (hőelvezető radiátorokkal) érik el.

A keringési pálya adatai:

-  Periódusidő: 47,8 óra
-  Perigeum: 7 000 km
-  Apogeum: 114 000 km
A választott pályát az indokolja, hogy így a hold nem keresztezi a Föld protonsugárzási-övezetét (van Allen-övét).

 

4.3. Ultraibolya
(Almár-Both-Horváth, 1996)

A látható fényhez csatlakozó, 400 és 90 nm közötti ultraibolya (UV) tartományban a légkör jórészt átlátszatlan, mert az ózonréteg elnyeli a beérkező sugárzást.

Ellentétben a röntgen-, az infravörös- és a rádiótartománnyal, az ultraibolya csillagászat eszközei kevés újtípusú égitestet fedeztek fel. A források többnyire igen forró, de normális csillagok. A kutatások ezért a színképelemzésre (vö. 2.2. fejezet) helyeztek nagyobb hangsúlyt, mivel fontos és gyakori elemek és ionok legerősebb vonalai ebbe a tartományba esnek (pl. Lyman alfa). A mérés és adatfeldolgozás módszerei nem sokban különböznek az optikai tartományban megszokottól.

 

Az IUE (Szabados, 1998)

Az IUE (International Ultraviolet Explorer) 1978. január 28-tól működött 1996. szeptember 30-ig. 6 823 napos tevékenységével ez volt a leghosszabb élettartamú csillagászati mesterséges hold. (Eredetileg csak 5 éves élettartamot terveztek.) Műszerei több mint 110 000 színképet készítettek az ultraibolya tartományban.

A NASA-ESA-SERC (Science and Engineering Research Council) kooperáció keretében az amerikaiak készítették el a távcsövet és a spektrográfokat, a nyugat-európai országok adták a napelemeket, míg a britek hozzájárulása a spektrográf vidikon-detektorainak és az azokat vezérlő szoftvereknek a megalkotása volt. A NASA és az ESA egy-egy felszíni követőállomásról is gondoskodott (a Goddard-űrközpontban, Maryland állam területén, ill. a Madrid melletti Villafranca del Castilloban).

A vezérléshez, követéshez és a megfigyelési programok végrehajtásához azért volt elég ez a két állomás, mert az IUE geoszinkron pályán tartózkodott. (Az IUE működésének utolsó 3 évében már csak az ESA követőállomása üzemelt, mivel a NASA korábban leállította a program támogatását.)

Az IUE egész tevékenységét egy mondatban summázva, az a szakma egybehangzó értékelése, hogy nemcsak elismerésre méltó, hanem egyenesen bámulatos, hogy egy csupán 45 cm átmérőjű távcsővel ennyire sikerült gazdagítani, sőt átformálni asztrofizikai ismereteinket.

Persze a siker attól is függ, hogy mi van felszerelve a távcső "innenső végén". Az UV-tartomány vizsgálata echelle-spektrográfokkal történt: a 115-195 nm, ill. a 190-320 nm tartományt érzékelő berendezésekkel. A detektorok két felbontást tettek lehetővé: a jobbik felbontás 0,02 nm volt (vagyis a R=l/Dl felbontóképesség értéke 10 000), az alacsony felbontás pedig kb. 0,6 nm. A hosszabb hullámhossz-tartományt vizsgáló spektrográfokkal kb. 51 000 felvétel készült, a távolabbi UV-ben pedig mintegy 59 000. Nagyjából minden harmadik színképnél a nagyobb felbontást alkalmazták. Az IUE két helyzetérzékelője az eredeti teendője mellett még fotometriai adatokat is szolgáltatott.

Az IUE által vizsgált égitestek közül a Vénusz volt a legfényesebb, a leghalványabb pedig egy 21 magnitúdós planetáris köd. Az IUE révén sikerült extragalaktikus objektumokról, valamint szupernóva-kitörésekről is ultraibolya színképet kapni.

A megfigyelések értékét tovább növeli, hogy rengeteg égitestről közel két évtizedre kiterjedő homogén (vagy a megfelelő korrekciók végrehajtásával egységessé tehető) észlelési anyag gyűlt össze. Ez lehetővé teszi az időbeli folyamatok, változások tanulmányozását is, ami kiemelkedő fontosságú.

Érdekes együttműködést folytatott az IUE stábja a ROSAT röntgenhold tudományos programját koordináló csapattal. 1990 júniusától fél éven át a két hold együttes kutatásokat végzett 123 gondosan kiválasztott égitestről. Ez egyaránt bizonyítja a csillagászat nemzetköziségét és az elektromágneses spektrum minél teljesebb lefedésének fontosságát.

 

4.4. Látható tartomány
(Almár-Both-Horváth, 1996)

Az optikai asztrometria fő tudományos céljai:

Noha a csillagok asztrometriai paraméterei (pozíció, parallaxis, sajátmozgás) alapvető jelentőségűek, a hozzájuk tartozó szögértékek általában rendkívül kicsik, az ívmásodperc ezredrészében (mas) jelentkeznek, ezért nagy pontosságú szögmérésekre van szükség. A földi obszervatóriumokban a feltételek elég kedvezőtlenek: a légköri zavarok állandóan jelen vannak, az égboltnak egyidejűleg csak kis része figyelhető meg, a távcső gravitációs eredetű, illetve hőhatásra jelentkező elhajlásai zavarják a méréseket, és nehézzé teszik a pozíciótól, ill. az időponttól függő paraméterek elkülönítését. Mindez az utóbbi időben már gátolta a földi asztrometria fejlődését. A világűrből végzett asztrometriai méréseknél e problémák nem jelentkeznek.

 

4.4.1. HIPPARCOS (Almár-Both-Horváth, 1996; Barcza, 1997)

Elsőként az ESA bocsátott fel asztrometriai holdat HIPPARCOS néven csillagok pozíciójának, parallaxisának és sajátmozgásának tömeges mérésére. Az 1 095 kg-os holdat 1989. augusztus 8-án Kourou-ból (Francia Guyana) indították (Ariane rakétával), de nem sikerült a tervezett geostacionárius pályára állítani, hanem elnyúlt, átmeneti pályán rekedt. Folyamatos működtetése érdekében programját átszervezték, és a pálya perigeumát 500 km fölé emelték, hogy legalább 30 hónapig mérni tudjon. A keringési idő: 10 óra 40 perc.

Minthogy a HIPPARCOS 1993-ig (egyes giroszkópjainak meghibásodása ellenére) kitűnően működött, a tervezett egyedülálló programot sikerült teljes egészében megvalósítani. A végső cél egy rotációmentes, "kváziinerciális" koordinátarendszer megvalósítása, amelynek rögzítése extragalaktikus objektumokkal történik, rádiócsillagok, kvazárok közvetlen megfigyelésével.

A HIPPARCOS hold fő feladata az volt, hogy 120 000 csillag pozíciójáról, parallaxisáról és éves sajátmozgásáról olyan mérési adatokat szolgáltasson, amelyek hibája nem haladja meg a 2 mas-t. (Csak érzékeltetésképpen: egy teniszlabdát az Atlanti-óceán túlsó partjáról kb. 1 mas-os szög alatt látnánk.) Mellékeredményként 400 000 csillag pozícióját és fényességét kellett meghatároznia kisebb pontossággal (Tycho-program).

Főműszere egy 29 cm tükörátmérőjű Schmidt-távcső. Az eléje helyezett tükör két részre van osztva, hogy két, egymástól 58° távolságban lévő, 0,9´0,9° területű látómező képét egyesítse a fókuszsíkban. A két látómező csillagainak fényét 2 688 átlátszó, párhuzamos résből álló szabályos rács modulálja. A mérés elve a következő:

A hold két óra alatt tesz meg egy fordulatot a tengelye körül, ugyanakkor a forgástengely is lassan továbbvándorol. Ezáltal a távcső többször végigpásztáz az égen. A résrendszer által modulált csillagfényt a detektor egyenként regisztrálja. Ugyanaz a csillag többször is megjelenik a látómezőben, és helyzetét mindig más csillagokéval mérik össze. Ily módon a relatív szögtávolságmérések sokaságából kiegyenlítéses módszerekkel levezethető egy egységes csillagkatalógus.

Mellékműszerként csillagérzékelők szolgálnak a hold pillanatnyi helyzetének pontos meghatározására, közben asztrometriai feladatot is végeznek, amennyiben a beépített fotométerekkel együtt meghatározzák a már említett 400 000 csillag közelítő helyzetét, fényességét és színét. A megfigyelési programban a csillagokon kívül szerepelt még mintegy 50 kisbolygó és több hold is. Kettőscsillagok felfedezésére, és változócsillagok fénygörbéinek meghatározására szintén sor került.

A HIPPARCOS legfontosabb eredménye azonban az, hogy a 25 pc-nél közelebbi csillagok számából következtetve sokkal több csillagot kellett volna találni 100 pc-en belül, mint amennyit sikerült. A mérések szerint a Naptól mért 25-70 pc-en belül feleannyi csillag van, mint amennyi (feltételezve, hogy a csillagsűrűség egyenletes) a közeli csillagok számából következne: a hiány számszerűen mintegy 10 000 csillag. Megerősítést nyert tehát az, amit földi távcsövekkel végzett megfigyelésekből már jó 50 éve sejtenek a csillagászok: valamiféle csillagsűrűsödés van a környezetünkben, amit egy időben sokan még nyílthalmaznak is gondoltak.

 
4.4.2. Hubble Space Telescope
(Almár, 1990; Almár-Both-Horváth, 1996; Kereszturi, 1998; WWW)

A látható fény tartományában az első űrtávcső az E. P. Hubble-ről elnevezett amerikai Space Telescope (HST). A megvalósítás költségei elérték a másfél milliárd dollárt.

A NASA 1971-ben kezdte meg a Space Telescope tervezését. A terveket 1977 végén hagyták jóvá, és a főtükröt már 1983-ban leszállította a Perkin-Elmer cég. Az indítást 1986 tavaszára tervezték, de a Challenger katasztrófája miatt el kellett halasztani. Az űrtávcső felbocsátására végül 1990. április 25-én került sor, amikor is a Discovery űrrepülőgép robotkarja 615 km magas körpályára helyezte. A választott pálya szorosan összefügg az űrrepülőgépek lehetőségeivel. Ilyen alacsony pálya természetesen nem előnyös a parancsadás és adattovábbítás szempontjából; míg a geostacionárius pályán keringő holddal egyetlen földi állomásról biztosítani lehet a folyamatos kapcsolatot, addig a HST estében ehhez egy egész sor földi állomás kellene. Csillagászati megfigyelésekhez évtizedekig működtetni egy ilyen költséges követőhálózatot elképzelhetetlen. A HST-vel nyerhető információ mennyisége viszont több annál, mint amennyit hosszabb ideig egy fedélzeti memóriában gyűjteni, majd viszonylag rövid közvetítések során a követőállomásra lesugározni lehetséges. A HST folyamatos működtetése, az 1 Mbit/s-os adatforgalom megköveteli a parancsok és eredmények folyamatos átjátszását nagy teljesítményű geostacionárius közvetítőholdakkal az irányítóközpont és a hold között. Ennek a TDRS nevű közvetítőhold-rendszernek a kiépítése a HST felbocsátásának egyik alapfeltétele volt. Miután az első TDRS hold pályára állítása nem sikerült, majd a Challenger-katasztrófa után két és fél évig szüneteltek a repülések, 1989 elejéig kellett várni a TDRS-rendszer kiépülésére, három közvetítőhold pályára állítására.

A működtetés másik alapfeltétele, vagyis a feladatorientált földi központ kiépítése könnyebben megoldható feladatnak bizonyult. Már 1980-ban megnyílt Baltimore-ban (USA) a Space Telescope Science Institute (STScI), melynek feladata a működtetés, parancsadás, adatgyűjtés, az adatok archiválása és részben feldolgozása. Ugyanakkor Nyugat-Európa is létrehozta a megfelelő intézményt München mellett. (A NASA mellett a HST megvalósításában részt vett az ESA (European Space Agency) is: elkészítette a FOC műszert és a napelemtáblákat, továbbá szakemberei bekapcsolódtak az STScI munkájába. Mindezért az ESA a HST észlelési idejének 15 %-a fölött rendelkezett.)

A HST alapméreteit megszabja az űrrepülőgépben rendelkezésre álló csomagtér. Hossza 13,1 m, átmérője 4,3 m, össztömege 12,3 t. A méretkorlát 2,4 m-es tükörátmérőt tett lehetővé. A tükör f/24 nyílásviszonyú Ritchey-Chrétien-Cassegrain optika (f=57,6 m). Alapanyaga a Corning gyár rendkívül kis hőtágulású üvege, melyből két nagy korongot készítettek, és ezeket egy rácsozat két oldalára ragasztották. Az így kapott, belül üres test egyik oldalkorongját csiszolták és polírozták a kívánt alakra. A két korongot borítópalásttal tették merevvé és mérettartóvá (a tükör tömege csak 829 kg). Az alumíniumozás során a tükröt percenként ötször körbeforgatták, hogy a tükröző bevonat vastagsága egyenletes legyen. Végül a tükröt 0,15 mm vastag magnéziumfluorid-bevonattal (védőréteg) látták el, ezért a látható fényhez csatlakozó ultraibolya és infravörös tartományokban (115 nm-től 1 000 nm hullámhosszig) is érzékeny. A 30 cm-es segédtükör távolsága a főtükörtől 5 m. A teljes látómező 14', lépték a fókuszsíkban 3,6"/mm, a szögfelbontás határa 633 nm-nél 0,066", míg 125 nm-nél 0,013".

Fontos újítást jelentett a légkörön túli csillagászatban, hogy a HST-t eleve modulokból szerelték össze oly módon, hogy időről-időre a világűrben javítható, karbantartható legyen. Az eredetileg tervezett élettartam 15 év, vagyis észleléseit folytatni fogja a jövő évszázadban is.

A viszonylag alacsony pálya több szempontból korlátozza a megfigyeléseket. Egyrészt a Föld eltakarja az égbolt jelentős részét, másrészt az elektronikát a Dél-Atlanti anomália is megzavarja (ilyenkor az észlelést fel kell függeszteni a megnövekedett sugárzási szint miatt). Korlátot jelent az is, hogy a Nap, a Hold és a Föld fénye nem juthat közvetlenül a halvány égitestek észlelésére beállított távcsőbe. Szünetel a megfigyelés, valahányszor a Nap 50°-nál, a Hold 15°-nál, a Föld középpontja 70°-nál közelebb kerül a távcső irányához. E korlátok miatt a 95 perces keringési időből átlagosan kevesebb mint 40 perc használható megfigyelésekre.

Az energiát az ESA 50 m2 felületű, 4 kW teljesítményű napelemtáblái biztosítják. A távcsövet kiszolgáló elektronika körülveszi a főtükröt. Ezt az elrendezést az indokolja, hogy a távcsőrendszer javítására érkező űrhajósok könnyen hozzáférhessenek a legkényesebb alkatrészekhez is. Mivel ez a berendezés is modulrendszerű, a meghibásodott egység egyszerűen kicserélhető. A pontos orientálás feladatát összetett rendszer biztosítja. A közelítő pozícióra állás giroszkópokkal történik, majd a főtükörtől független "fix csillagkövető" fényes csillagok segítségével mintegy 1' pontosságú beállást hajt végre. A pontos beállítás "finom vezető szenzorokkal" (FGS) történik. Két 14,5m-nál fényesebb vezetőcsillagot választ a referenciacsillagok előre megadott katalógusából, és 0,01" pontosság esetén a jelek interferometrikus elemzésével hozza létre a vezetés 0,007"-nél kisebb hibáját. (Mivel a 0,01"-nyi kiinduló pontosság általában nem biztosítható, maga az FGS-rendszer segít a katalógus pontosításában. Az említett kiindulási katalógus 20 millió égitest pozícióját tartalmazza, 1,5"-nél kisebb hibával, valamint 6 000 vezetőcsillag fényességét 0,4m pontossággal.)

A HST induláskor a következő tudományos műszerekkel rendelkezett:

A HST felbocsátása után nem sokkal kiderült, hogy a távcső leképezése hibás, a felvételeket jelentős szférikus aberrációs hiba terheli: a főtükör közepéről visszaverődő sugarak fókuszpontja másutt van, mint a tükör pereméről érkező sugaraké. A tükör hibás csiszolása miatt olyan hiperboloid-felület jött létre, amelynek pereme az előírtnál 2 mm-rel mélyebbre került. A tükör alakjának ellenőrzésekor az optikai nullkorrektor nevű műszert hibásan használták. A hiba következtében a csillagfény nem koncentrálódik eléggé, az égitestek képét elmosódott "halo" veszi körül, amely azonban számítógépes eljárással többé-kevésbé kiküszöbölhető. A súlyos hiba végső soron nem korlátozta a nagy szögfelbontást és a színképelemzők működését, viszont nem tette lehetővé a nagy érzékenység kihasználását, halvány objektumok megfigyelését.

A felbocsátást követő években további hibák is jelentkeztek: valahányszor a HST belépett a Föld árnyékába, vagy kilépett onnan, a napelemtáblák beremegtek, és a vibráció zavarta a távcső működését. A beállítást szolgáló 6 giroszkóp közül 3 meghibásodott, és ez már veszélyeztette a HST programját. Ennek ellenére az első másfél évben 900 csillagászati célpontról 1 900 megfigyelés született, köztük olyanok, mint a Plútó-Charon rendszer felbontása, az SN 1987A szupernóva körüli gázgyűrű felfedezése, a Szaturnuszon egy óriási légköri vihar fényképezése stb.

1993 decemberében az Endeavour űrrepülőgép felbocsátásának fő célja a HST megjavítása volt. Összesen 5 "űrséta" során lecserélték a meghibásodott giroszkópokat és napelemtáblákat, a WF/PC kamerát olyannal váltották fel, amely kompenzálja a szférikus aberrációt (WFPC2), végül pedig a HSP műszer helyére beszerelték a COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) korrekciós optikát, amely segített a másik három műszer (FOC, FOS, GHRS) látásának megjavításában. A fedélzeti számítógép memóriáját is megjavították.

1994. február óta a HST már kifogástalan eredményeket szolgáltatott. Többek között sikerült egy a Virgo-halmazhoz tartozó, távoli extragalaxist csillagokra bontva cefeidák fényváltozásainak mérésével a kozmikus távolságskálát jelentősen megjavítani, a Hubble-állandó értékét meghatározni. Az Orion-ködben keletkező csillagokat fedeztek fel. Bebizonyították, hogy távoli aktív galaxisok magjában hatalmas fekete lyukak vannak, amelyek körül az anyag nagy sebességgel áramlik.

Az Űrtávcső második "nagyjavítása" 1997-ben volt esedékes, így február 8. és 19. között a Discovery űrrepülőgép teljes programját a HST-nek szentelte. A HST-t a megközelítés után robotkarral ragadták meg, majd rögzítették az űrrepülőgéphez. A rögzítő szerkezet egyben az űrhajósok szerelőpultjaként is szolgált. A Discovery rakterében számos műszer várakozott, közülük két nagyteljesítményű detektor a legfontosabb. Az egyik a NICMOS (Near Infrared Camera and MultiObject Spectrometer) infravörös kamera és spektrométer, mely egyszerre több objektumot is megfigyelhet; a másik az STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) spektrográf. Az újítások révén a megfigyelhető színképtartomány a közeli infravörössel egészült ki. A NICMOS, mely 2,5 mm hullámhosszig észlel, főleg a csillagkeletkezés és a távoli galaxisok vizsgálatához fontos.

A berendezések behelyezése természetesen nem volt egyszerű. A HST-t ehhez előbb meg kellett szabadítani számos műszerétől, többek között a "Goddard nagy felbontóképességű spektrográf"-ot (GHRS-t) és a "halvány objektum spektrográf"-ot (FOS-t) is el kellett távolítani. Kicserélték a "finom vezető szenzorok"-at (FGS-t) is. A szervizelést az elektronikai berendezések sem úszták meg. Kicserélték a napelemtáblák helyzetét szabályozó egységet és az adatrögzítő berendezést, mely a korábbinál nagyobb kapacitása révén egyszerre képes a NICMOS, az STIS és a WFPC2 detektorok adatait rögzíteni.

Az Űrteleszkóp keringési magassága az 1993-as javítás óta kb. 30 km-rel csökkent, a felsőlégkör fékező hatása miatt. Mivel a fékező hatás az elkövetkező években nőni fog, magasabb pályára állították a HST-t. Persze ez sem volt egyszerű. Az Űrteleszkóp napelemeinek ugyanis nem tett volna jót, ha a Discovery a fő hajtóművét használta volna a manőver során. A magasabb pályára így csak apránként, több szakaszban, a kisebb tolóerejű hajtóművekkel lehetett felemelkedni. Az új keringési magasság 600 km, ami remélhetőleg elég lesz az 1999-re tervezett harmadik szervizelésig.

Az űrhajósok 1997. február 19-én hagyták magára a HST-t. Mint azt már megszokhattuk, két héttel a visszatérés után újabb probléma jelentkezett. Kiderült, hogy a NICMOS-t hűtő szilárd nitrogén kétszer olyan gyorsan szublimál mint ahogy számították. Ez lerövidíti a készülék élettartamát; a fő baj azonban a készülék egyik kamerájánál jelentkezett. Míg két kamera tökéletes képet adott, addig a harmadik életlent. A csillagok képei itt 0,7" átmérőjűek voltak. Ez a Földön kitűnő felbontásnak számítana, a HST-nek azonban sokkal jobbat kellene nyújtania. A hiba oka valószínűleg még a NICMOS-t építő Bell Aerospace Technologies Corporation laboratóriumában keletkezett. Miután a szilárd nitrogén hűtő a helyére került, tovább csökkentették a szerkezet hőmérsékletét, majd visszamelegítették a tervezett 58 K-es üzemelési szintre. A módszer célja eredetileg a hűtőrendszer élettartamának növelése volt. Azonban a párolgó nitrogén a tartály egyik végében összegyűlt, majd a felbocsátás után a vártnál jobban kitágult. Az így támadó feszültség az egyik kamera tartószerkezetét enyhén deformálta, ettől lettek életlenek a képek.

Végezetül célszerűnek tartom a HST-n jelenleg (1998. április hó) is üzemelő műszerek összefoglalását:

 
 
Pixelméret 
[ívmásodperc]
Látómező [ívmásodperc]
Diffrakcióhatárolt hullámhossz [nm]
Egyéb lehetőség
1. kamera
0,043
11´11
10
Rövidhullámú polarizátor 
(0,8-1,3 mm)
2. kamera
0,075
19,2´19,2
17,5
0,3" sugarú koronográf
3. kamera
0,2
51,2´51,2
 
Többobjektumos spektroszkópia

Összehasonlítva a WFPC2-vel:

0,8-1,0 mm között a WFPC2 kamerái nagyobb látómezőt (150"´150"; WFC) és jó felbontást (0,046" pixelméret; PC) biztosítanak. Azonban 1 mm körüli hullámhosszokon a NICMOS érzékenysége lényegesen jobb.

Az STIS szintén CCD-alapú leképezést tesz lehetővé az ultraibolya és látható tartományban, maximálisan 28´51 ívmásodperces látómezővel és 0,05 ívmásodperces pixelmérettel. Széleskörű spektroszkópiai lehetőségeivel mintegy kiegészíti a NICMOS-t a spektrum lefedésében. Az alábbi táblázat négy különböző rács használata esetén példázza az STIS spektroszkópikus paramétereit (NUV- és FUV-detektorokkal):
 
Rács megnevezése
Résméret [ívmásodperc]
Hullámhossz-tartomány [nm]
Maximális érzékenység [nm]
Diszperzió (Dl) [nm/pixel]
Felbontóképesség (l/2Dl )
X230M
0,05´29
165-310
250
0,079
1045-1960
X230H
0,09´29
165-310
255
0,027
3055-5740
X140M
0,2´29
115-170
130
0,061
940-1395
X140H
0,05´31
115-170
135
0,020
2875-4250
 

4.5. Infravörös

A Földet érő infravörös sugárzás nagy részét (30-300 mm) a földi légkör elnyeli. Ez a tartomány csak az űrből vizsgálható. Az első olyan műhold, amelyet teljesen az infravörös csillagászat szolgálatába állítottak, az IRAS volt.

 

4.5.1. Az IRAS (WWW)

Az IRAS az USA, Anglia és Hollandia közös projektje volt. A műhold, 1983-as felbocsátását követően 10 hónapon keresztül végzett megfigyeléseket a 12, 25, 60 és 100 mm-es hullámhosszokon. A működése alatt mintegy 250 000 pontszerű infravörös forrást fedezett fel, ennek alapján készítették el az "IRAS Sky Survey Atlas"-t (ISSA).

Az IRAS fő műszere egy f/9,6 Ritchey-Chrétien teleszkóp volt (f=5,5 m). A tükör berilliumból készült, folyékony hélium hűtéssel kb. 4 K-en üzemelt. (Az infravörös megfigyelőeszközöknél fontos, hogy a detektorok minél alacsonyabb hőmérsékletűek legyenek.)

 

4.5.2. ISO (WWW)

Az ISO-t (Infrared Space Observatory) 1996. november 17-én, ESA-projekt keretében állították Föld körüli pályára, Ariane-4 hordozórakétával.
 

Tömege 2 200 kg, méretei: 5,3´3,6´2,8 m (magasság´szélesség´mélység). Tervezett élettartama 18 hónap. A hűtést több mint 2 000 L szuperfolyékony hélium biztosítja, a teleszkóp hőmérsékletét 3-4 K-en, a detektorokét 2 K-en kell tartani. (A He éppen jelen szakdolgozat írásával egyidőben, '98. április első hetében fogyott el.)

Az ISO 1998. február 6-ig 24 293 megfigyelést végzett, ami napi 40 megfigyelést, ill. havi 400 órát jelent. Pályája legalacsonyabb részén a van Allen-övön belül tartózkodik, ezért ekkor a detektorai nem üzemelhetnek (a nagy sebességű elektronok és protonok miatt). Naponta kb. 16 órát tartózkodik az övön kívül, ekkor minden műszere üzemelhet. Összehasonlításképpen: az ISO érzékenysége az IRAS-énak kb. százszorosa.

Az ISO fő műszere egy 60 cm átmérőjű, f/15 Ritchey-Chrétien teleszkóp. A detektorai 2,5 és 200 mm között érzékenyek:

Az ISO pályája igen elnyúlt (perigeum: 1 000 km, apogeum: 70 500 km), így a nagy magasság miatt a Föld infravörös sugárzása nem zavarja az obszervációt.

Mivel a holdnak nincs fedélzeti tárolóeszköze, a megfigyelési adatokat folyamatosan a földi központba továbbítja (napi 16 órán keresztül).

 

4.5.3. SIRTF  (WWW)

A SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) a NASA 460 millió dollár költségvetésű projektje, melynek megvalósítására 2000 után kerül sor; ez lesz a negyedik nagy űrobszervatórium. (A felbocsátás tervezett időpontja: 2001 decembere.) A műhold "élettartama" kb. 2,5 év lesz. A felbocsátásához Delta-II hordozórakétát használnak, a műhold tömege 750 kg. Mivel a SIRTF műszereinek érzékenysége még az ISO-ét is meghaladja (kb. százszorosa lesz), 2-3 hét alatt annyi adatot tud majd gyűjteni, mint az IRAS a teljes üzemelése során.

A SIRTF tudományos célkitűzései között az alábbiak szerepelnek: barna törpék és Naprendszeren kívüli bolygók keresése, aktív galaxismagok és Seyfert-galaxisok (melyek energiakibocsátása eléri a kvazárokét) tanulmányozása, a korai Univerzum (távoli objektumok) megfigyelése, protoplanetáris és planetáris porkorongok felfedezése és tanulmányozása (a Vega és b Pictoris közeli csillagok körül már az IRAS is felfedezett születőben lévő bolygókat). Ezen problémák vizsgálata alapján megválaszolhatók lennének olyan lényeges kérdések, mint:

-  A galaxisok tömegének jelentős része "sötét anyag" (1-5 % Naptömegnyi óriásbolygók, ún. barna törpék) formájában van-e jelen?

-  Milyen mechanizmus alapján működnek (energetikailag) az Univerzum legfényesebb objektumai?

-  Hogyan keletkeznek a galaxisok?

-  Milyen gyakoriak a bolygórendszerek a közeli csillagok körül?

A SIRTF főtükre f/12 Ritchey-Chrétien (f=10,2 m), átmérője 85 cm. A teleszkóp anyaga berillium, tömege több mint 20 kg. Spektrális tartománya: 3-200 mm, látószöge 32 ívperc. A tükör gyakorlatilag teljesen szférikus aberráció- és kómamentes leképezést tud biztosítani. A tükör hőmérsékletét folyékony hélium hűtéssel 5,5 K-en tartják, a detektorokét 3,5 K-en.

A SIRTF megfigyelő műszerei:

4-csatornás leképező 1 modulban. Technikai adatai:
 
Hullámhossz
[mm]
Detektor típusa
Detektor felépítése
[pixelszám]
Felbontóképesség (R=l/Dl)
Látómező [ívperc]
Pixelméret [ívmásodperc]
3,5
InSb
256´256
4
5,12´5,12
1,2
4,5
InSb
256´256
4
5,12´5,12
1,2
6,3
Si:As
256´256
4
5,12´5,12
1,2
8,0
Si:As
256´256
4
5,12´5,12
1,2
 
4 modulból áll, mindegyik tartalmaz egy infravörös detektort. Technikai adatai:
 
Hullámhossz
[mm]
Detektor típusa
Detektor felépítése
[pixelszám]
Felbontóképesség (R=l/Dl)
Látómező [ívperc]
Pixelméret [ívmásodperc]
5-15
Si:As
96´128
50
3,6´60
1,8
10-20
Si:As
128´128
600
4,8´12,1
2,4
15-40
Si:Sb
128´128
50
9,7´90
4,8
20-40
Si:Sb
128´128
600
9,7´24,2
4,8
   
Hullámhossz
[mm]
Detektor típusa
Detektor felépítése
[pixelszám]
Felbontóképesség (R=l/Dl)
Látómező [ívperc]
Pixelméret [ívmásodperc]
12
Si:Sb
13´128
4
0,5´5,3
2,4
30
Si:Sb
110´128
4
4,1´5,3
2,4
70
Ge:Ga
32´32
4
2,6´2,6
5
160
Ge:Ga
2´20
4
0,5´5
15
 

Összefoglalva: a SIRTF megfigyelései olyan adatokkal szolgálhatnak a csillagászok számára, melyekből jobban megérthetik a bolygórendszerek, a csillagok és a galaxisok keletkezésének mechanizmusát.

 
4.6. Rádió
(Almár, 1990; Almár, 1998; Almár-Both-Horváth, 1996; Frey, 1997; Frey, 1998)

A csillagászati észlelési technikák fejlődése mögött lényegében négy mozgató erő fedezhető fel: az elektromágneses színkép minél szélesebb tartományának elérése, az érzékenység növelése (egyre halványabb objektumok észlelése), az egyre finomodó spektrális felbontásra való törekvés és a szögfelbontás növelése. Ez utóbbi téren a rádiócsillagászat - a hosszú hullámhosszakra való tekintettel - hátránnyal indult az optikai csillagászathoz képest. A leképező eszközök (távcsövek) szögfelbontása a hullámhosszal egyenesen, az átmérővel fordítottan arányos (1,22×l/d a központi elhajlási korong átmérője). A rádióhullámok hullámhossza pedig több (4-7) nagyságrenddel nagyobb a látható fényénél. Ez azt jelenti, hogy a világ legnagyobb rádióteleszkópjainak a felbontása mindössze az emberi szemével mérhető össze, s messze elmarad még a legkisebb optikai távcsöveké mögött is. (Nem így az érzékenység: a németországi Effelsbergben épült 100 m átmérőjű rádiótávcső, a világ legnagyobb mozgatható antennájának gyűjtőfelülete mellett eltörpül a legnagyobb optikai távcsőé is.) Ezek után meglepően hangozhat az a kijelentés, hogy napjainkban messze a legjobb felbontóképességet a rádiócsillagászat nyújtja.

Mivel a rádiótartományban a légkör átlátszó, látszólag nincs szükség űrtávcsövekre. Mégis, az egymással egy rendszerré egyesített rádiótávcsövek (VLBI, Very Long Baseline Interferometry; vö. 2.2.1. fejezet) felbontóképességének fokozása érdekében a bázisvonal további növelésére az egyetlen mód, ha az egyik távcsövet kihelyezzük a világűrbe (űr-VLBI).

További előny az is, hogy a mm-es tartomány is hozzáférhetővé válik. Említésre érdemes még, hogy ez a technika alkalmas a Földhöz rögzített és az inerciális koordinátarendszerek közvetlen összekapcsolására. (Erre magyar kutatók hívták fel a figyelmet.)

Végül röviden említhető a földi eredetű rádióinterferencia kiküszöbölésének lehetősége az űrcsillagászatban. Ez egyre inkább kényszerűséggé válik, mivel a nagyteljesítményű adókból, távközlési holdakból származó rádiózavarok rohamosan rontják a földi rádiócsillagászat helyzetét. Az interferencia még a rádiócsillagászat részére fenntartott frekvenciákon is jelentkezik, és olyan mértékben globális veszéllyé válik, hogy egyre nehezebb a Földön zavarmentes helyet találni. Bármennyire utópisztikusnak látszik is, foglalkozni kell a Hold túlsó oldalának, mint ideálisan védett területnek a használatával rádiócsillagászati megfigyelésekhez.

A nemzetközi holdbázis-tervekben szerepel nagyon érzékeny rádiótávcsövek elhelyezése a Hold túloldalán. Árnyékban lévő, vagy tartósan alacsony hőmérsékletű mélyedésben nagy infravörös távcső elhelyezése is kívánatos lenne. Csillagászati obszervatórium kiépítésére a Holdon, a nemzetközi holdbázis építésének harmadik fázisában, valamikor 2010 után kerülhetne sor.

 

A VSOP

Az első, teljes kiépítettségű űr-VLBI rendszert a japán VSOP (VLBI Space Observatory Programme) valósította meg (japán elnevezése: MUSES-B).

1997. február 12-én, fedélzetén egy 8 m átmérőjű kinyitható antennával, Föld körüli pályára állították a VSOP mesterséges holdat (A hold felbocsátása után a nemzetközi elnevezése HALCA: Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy lett.) Várható "élettartama" 3 év. Február 28-án kinyílt a hold aranyozott molibdén antennája, amelyet hat rúd feszített ki.

A végleges pálya perigeuma 575, apogeuma 21 400 km magasságban van.

A keringés periódusideje 6,6 óra. A berendezés három különböző frekvencián (22, 5 és 1,6 GHz) működik, és mintegy 40 földi VLBI-obszervatóriummal figyeli egyidejűleg, korrelált módon a kozmikus rádióforrásokat (aktív galaxismagok, kvazárok, rádió-mézerek, fekete lyukak, a Tejútrendszer középpontja stb.). Némi technikai problémák után, május 7-én sikerült az első jelet regisztrálni egy halvány kvazárról.

A több évig tartó méréssorozat célja a VLBI-mérések bázisvonalának növelése a Föld méretei szabta korlátokon túl, mintegy 27 000 km-es hosszig. A kísérletekben részt vesz az Egyesült Államok, Kanada és Oroszország is.

(A VSOP-pal egyidőben, orosz irányítással egy másik űr-VLBI-hold előkészítő munkái is folynak. A RADIOASTRON talán korábban is elkészülhetett volna, mint a VSOP, ha a pénzügyi feltételek ezt lehetővé teszik. Mindenesetre elképzelhető, hogy még ebben az évtizedben pályára kerül a második űr-VLBI-hold is. A RADIOASTRON tervezett pályája magasabb, mint japán társáé: igen elnyúlt ellipszis, lehetővé téve csaknem 85 000 km hosszú bázisvonalakat is! Figyelembe véve a holdak néhány éves várható élettartamát, elvileg olyan VLBI-kísérlet is elképzelhető majd, amelyben egyszerre két, Föld körül keringő antenna is részt vesz.)

A VSOP tudományos programjának legfontosabb eleme, hogy rendszeresen megfigyeli az aktív galaxismagokat és kvazárokat, esetleg mindhárom észlelési frekvencián. Az asztrofizika egyik legérdekesebb kérdése, hogy mi termeli azt a hihetetlen energiát a kvazárokban és az aktív galaxismagokban, amitől olyan nagy távolságból is észlelhetők.

Az űr-VLBI-vel elérhető felbontás (a mm-es hullámhosszokon) az ívmásodperc néhány százezred része. 0,1 mas körüli felbontás galaktikus források esetén megfelel 1 CsE-nek, közeli galaxisoknál 0,01-0,1 pc-nek, távoli rádiógalaxisoknál 1 pc-nek. Az űr-VLBI felbontásával e különleges objektumok még finomabb részleteit tudják feltérképezni, ami talán elvezet a rejtélyek megoldásához.

 


5. Összegzés, befejezés

 

Szakdolgozatomban igyekeztem betekintést nyújtani a jelenkori csillagászat legfontosabb megfigyelő eszközeinek világába. Részletesen tárgyaltam a XX. század végének legmodernebb technikáit ill. a légkörön túlra telepített távcsövek felépítését és működését. Ennek kapcsán azt is bemutattam, hogy ezen eszközökkel milyen kutatásokat végeznek, mik a megfigyelések mögötti tudományos célkitűzések.

Láthattuk, hogy a minden eddiginél pontosabb, részletesebb adatokat szolgáltató eszközök milyen fontosak alapvető elméletek alátámasztásához, meglévő ismereteink kiterjesztéséhez. A tudomány nemcsak analizálja a modern csillagászat által felvetett kérdéseket, hanem egy sor elvileg új elképzelést alakított ki a Világegyetem szerkezetének és fejlődésének elméletéhez.

 



 
6. Irodalomjegyzék

 

Almár Iván: 1990, Csillagászat a légkörön túlról, ELTE jegyzet

Almár Iván: 1998, Japán űr-VLBI holdja, Meteor csillagászati évkönyv, 123-124. o.

Almár I.-Both E.-Horváth A.: 1996, SH atlasz Űrtan

Barcza Szabolcs: 1997, Előzetes eredmények a HIPPARCOS adataiból, Meteor csillagászati évkönyv, 137. o.

Budó-Mátrai: 1989, Kísérleti fizika III.

Cserepes László-Petrovay Kristóf: 1993, Kozmikus fizika, ELTE jegyzet

Csikainé Buczkó Margit: 1993, Radioaktivitás és atommagfizika, Egységes egyetemi jegyzet

Frey Sándor: 1997, Japán űrkísérlet magyar részvétellel, Élet és Tudomány, 1997/13. 403-405. o.

Frey Sándor: 1998, Rádiógalaxisok és kvazárok: égi háromszögelési pontok, Meteor csillagászati évkönyv, 180-181. o.

Holl András: 1994, Számítástechnika a csillagászatban, Meteor csillagászati évkönyv, 171. o.

Kulin György (szerk.): 1980, A távcső világa, Gondolat

Szabados László: 1998, Búcsú az IUE-től, Meteor csillagászati évkönyv, 155-157. o.

Vinkó J.-Szatmáry K.-Kaszás G.-Kiss L.: 1998, A csillagok színképe, Meteor csillagászati évkönyv, 204-209. o.


Az Internetről felhasznált anyagok jegyzéke:

http://antwrp.gsfc.nasa.gov (CGRO)

http://asc.harvard.edu (AXAF)

http://astro.estec.esa.nl (HIPPARCOS, XMM)

http://ech.hq.eso.org (HST)

http://isowww.estec.nl (ISO)

http://rosat.gsfc.nasa.gov (ROSAT)

http://sirtf.jpl.nasa.gov (SIRTF)

http://www.eso.org (VLT)

http://www.ipac.caltech.edu (IRAS)

 


   
Végezetül szeretnék köszönetet mondani témavezetőmnek,
Dr. Szatmáry Károlynak,
a szakdolgozat elkészítése során nyújtott segítségéért.