Fizika | Csillagászat, űrkutatás » Ábrahám Ferenc - Megfigyelő eszközök a modern csillagászatban

Ábrahám Ferenc szakdolgozata JATE Kísérleti Fizika Tanszék MEGFIGYELÕ ESZKÖZÖK A MODERN CSILLAGÁSZATBAN szakdolgozat Készítette: Ábrahám Ferenc V. éves fizika-számítástechnika szakos hallgató Témavezetõ: Dr. Szatmáry Károly tudományos fõmunkatárs Szeged 1998 Tartalomjegyzék 1. Bevezetés 2. Alapvetõ megfigyelési módszerek és eszközök 2.1 Az elektromágneses spektrum áttekintése 2.2 Spektroszkópia 2.3 CCD-k, részecskedetektorok és egyéb mûszerek 3. Távcsövek, megfigyelések a Föld felszínérõl 3.1 A távcsövek felépítése, mûködése, típusai 3.2 Aktív és adaptív optika; VLT (Very Large Telescope) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (1 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 3.3 VLBI (Very Long Baseline Interferometry) 4. Ûrcsillagászat 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 egyszerû eszközökkel végzett vizsgálódások csak http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (2 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata korlátozott megfigyelési lehetõségeket nyújthatnak. A korlát áttörését a XVII. sz elején (1608) feltalált távcsõ jelentette Ez az eszköz − túlzás nélkül állíthatjuk −

forradalmasította a csillagászati megfigyeléseket és ezen keresztül az emberiségnek a Világegyetemrõl kialakított elképzeléseit. Ez a forradalom azóta sem ért véget, és ma már az is jól látható, hogy a távcsövek teljesítõképességének a Föld légkörének zavaró hatása sem szabhat határt. Kézenfekvõ megoldásként kínálkozik a megfigyelõ eszközök légkörön túlra történõ telepítése. Erre az utóbbi 40 év, az "ûrkorszak" adott lehetõséget, de az 1980-as évek végétõl "alternatív" megoldásként terjedõben van az ún. adaptív optikát alkalmazó technika, hála a nagyteljesítményû számítógépek elterjedésének. Szakdolgozatomban is kiemelkedõ szerepet kap a 4. fejezetben bemutatásra kerülõ ûrcsillagászat, azaz a légkörön túli megfigyelõ eszközök ismertetése és összefoglalása, a teljesség igénye nélkül. (A 2. és a 3 fejezet a 4 megalapozásának tekinthetõ) Mindenekelõtt azokat az

ûrtávcsöveket tárgyalom, melyek az utóbbi 10−15 év folyamán jelentõs szerepet játszottak, illetve jelenleg is üzemelnek. Ezen belül is a Naprendszeren túli kutatásokra helyezem a hangsúlyt, és nem foglalkozom pl. a Nap megfigyelésével sem (Errõl évfolyamtársam, Kovács Kornélia készített szakdolgozatot.) Több helyen kitérek a közeljövõben 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 lévõ Univerzumról. Végezetül meg kell említenem napjaink legnagyszerûbb "vívmányát", az Internetet. Enélkül szakdolgozatomat sem tudtam volna elkészíteni, a felhasznált irodalom jelentõs része a WWW-rõl származik. E modern technika minden csillagászat iránt érdeklõdõ ember számára lehetõvé teszi a

nemzetközi adatbázisokhoz való hozzáférést, így a lehetõ legfrissebb információk megszerzését. Terveim közt szerepel jelen szakdolgozatnak Weben történõ publikálása, és ezáltal a minél szélesebb körû ismeretterjesztés. 2. Alapvetõ megfigyelési módszerek és eszközök 2.1 Az elektromágneses spektrum áttekintése http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (3 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata Tartomány Elnevezés Tipikus detektor >108 MeV Ultranagy energiájú γ Ködkamra 104 108 MeV Nagyon nagy energiájú γ Cserenkov-számláló 30−104 MeV Nagyenergiájú γ Szikrakamra 10−30 MeV Közepes energiájú γ Szikrakamra 1−10 MeV Alacsony energiájú γ Szcintillátor 0,1−10 MeV Lágy γ 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-csõ, spec. fotolemez 280−315 nm Közepes UV

PM-csõ, fotolemez 315−380 nm Közeli UV PM-csõ, fotolemez 380−440 nm Ibolya Fotolemez, PM-csõ, CCD 440−500 nm Kék Fotolemez, PM-csõ, CCD 500−560 nm Sárga Fotolemez, PM-csõ, CCD 600−630 nm Narancs Fotolemez, PM-csõ, CCD 630−750 nm Vörös Fotolemez, PM-csõ, CCD 0,78−3 µm Közeli IR Fotokonduktív detektor 3−30 µm Közepes IR Hibrid szilárdtest detektor 30−300 µm 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 − http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (4 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 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. 2.21 Elméleti alapok A modern színképosztályozás a csillagok légköri hõmérsékletén és nyomásán alapul. A hõmérséklet meghatározza a csillag színét és felületegységének fényességét. A nyomás a felszíni gravitációs gyorsulástól, így durván a csillag méretétõl 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 sûrû gázok folytonos spektrumú sugárzást bocsátanak ki mindenféle vonalak nélkül, ez a kontinuum. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (5 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám

Ferenc szakdolgozata Egy ritka forró gáz azonban csak az atomjaira jellemzõ bizonyos hullámhosszokon (színeken) sugároz, ilyenkor fényes emissziós vonalakat figyelhetünk meg. Ha hidegebb gáz helyezkedik el valamilyen sugárzó objektum elõtt, 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. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (6 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A színképvonalak nemcsak arról árulkodnak, hogy milyen elemek vannak egy csillag légkörében, hanem arról is, hogy milyen fizikai körülmények között

jöttek létre (hõmérséklet, nyomás, elektromos és mágneses tér erõssége, helyi mozgásviszonyok). Így a színképelemzés segítségével a csillagokról nagyon sok információt szerezhetünk. A folytonos színképen belüli energiaeloszlás utal a csillag légkörének hõmérsékletére. A legtöbb információ azonban a színképvonalak vizsgálatából származik. A vonalak azonosítása és erõssége a kémiai összetétel meghatározását teszi lehetõvé, amelybõl a csillag korát becsülhetjük meg. A vonalak színképbeli helye, a laboratóriumi hullámhossztól való eltolódás mértéke a Dopplereffektus 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 lévõ fizikai körülmények meghatározása mellett a csillag forgásának sebességére, az esetleges pulzációra, csillagszélre, tömegvesztésre, felszíni

foltokra, a csillag körüli anyagra, kettõsségre és sok másra enged következtetni. Persze a Földön megfigyelt színkép a csillagtól, a köztünk lévõ csillagközi anyagtól és a földi légkörtõl együtt származik. A vonalak azonosításánál vigyázni kell erre, el kell különíteni a különbözõ eredetû vonalakat, sávokat. 2.22 Spektroszkópiai mûszerek Az összes modern optikai spektroszkóp mûködése azon a fizikai jelenségen alapul, amit Newton 1666-ban fedezett fel, amikor egy prizma segítségével a fehér fényt színeire bontotta. Késõbb a XIX. század kiemelkedõ fizikusai bizonyították be, hogy ez a felbontás annak következménye, http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (7 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata hogy a fény olyan hullámokból áll, melyek hullámhossza (illetve frekvenciája) különbözõ. Olyan optikai elemekkel (bontóelemekkel), melyek a különféle hullámhosszúságú komponenseket

különbözõképpen 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 lefényképezõ spektroszkóp elnevezésére használták. A belépõ rést, amelyen keresztül a fény a spektroszkópba jut, a távcsõ Cassegrain-, esetleg Coudéfókuszába helyezik. A mûszerbe bejutó divergens fénynyalábot a kollimátor fókuszálja a bontóelemre, amely optikai rács, vagy ritkábban prizma, esetleg ezek kombinációja lehet. Magát a színképet a bontóelem állítja elõ. A színképet egy leképezõ rendszer juttatja a detektorra, amely lehet fotolemez, vagy újabban CCD-mátrix (vö. 231) Már ebbõl is látszik, hogy miért van szükség nagy átmérõjû, fényerõs teleszkópokra a csillagászati spektroszkópiához.

Egyrészt, a sok optikai elemen történõ fényveszteség intenzitás-csökkenéssel jár, másrészt a diszperzió következtében a beesõ fény a keletkezõ spektrum viszonylag nagy felületén oszlik el, emiatt a fénysûrûség erõsen csökken. Emellett gyakran csak egy szûk 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 tükörátmérõjû teleszkóp szükséges. Általában minél nagyobb átmérõjû távcsövünk van, a kívánt jel/zaj érték annál rövidebb expozíciós idõ alatt érhetõ el. A spektroszkóp két igen fontos jellemzõje (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 méretû spektrumot állít elõ. A feloldóképesség annak http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (8 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata jellemzésére szolgál, hogy az adott hullámhosszon mekkora az a hullámhossz-különbség (∆λ), amely még éppen megkülönböztethetõ. Mindkét paraméter végsõ 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 fõleg akkor szükségesek, ha egyedi színképvonalakat akarunk tanulmányozni, pl. sebességmérés céljából. A nagyfelbontású spektroszkópok reciprok lineáris

diszperziója kicsi (jellemzõ 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 egyesítõ mûszer az echellespektrográf, amelyben két bontóelem (általában egy nagy feloldóképességû rács és egy kisebb feloldóképességû prizma) van elhelyezve, egymásra merõleges diszperzióval. Az optikai rács ugyanis egyszerre több spektrumot is elõállít (különbözõ optikai rendeket), melyek diszperziója egyre növekvõ. A magas rendszámhoz (20−30) tartozó spektrumok már kellõen nagy felbontásúak, de éppen emiatt átfedik egymást, ezért a rács túloldalán csak a színképek kombinációját lehet megfigyelni, ami zavarólag hat. A második bontóelem az elsõre merõleges irányban "húzza szét" a spektrumot, ezáltal az

egymást átfedõ, azonos helyre esõ, de különbözõ 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 mûszer 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 lévõ vonalak a csillagok jellegzetes színképvonalainak megfelelõ elrendezésûek. A maszkon átmenõ fényt egy lencserendszer egy fotoelektron-sokszorozóra (vö. 233) fókuszálja, azaz magát a színképet nem is rögzítik A maszknak a diszperziós tengely mentén történõ mozgatásával elérhetõ, 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 megfigyelõ relatív sebessége gyorsan, nagy pontossággal (1 km/s alatti hibával) mérhetõ. 2.3 CCD-k, részecskedetektorok és egyéb mûszerek 2.31 CCD-k http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (9 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A CCD (charge coupled device; töltéscsatolt eszköz) lényegében egy félvezetõ tárolóeszköz (memória), felépítését tekintve pedig pontszerû fénydetektorokból (pixelekbõl) álló mátrix. A pixelekben fény hatására töltés halmozódik fel (a rájuk esõ fény mennyiségével arányosan), majd a töltések "kiolvasása" (azaz mennyiségük meghatározása) után elõállítható a megfelelõ fényintenzitás. Színes képek

készítéséhez nem kell feltétlenül "színes CCD"-t alkalmazni (ami jóval drágább), a probléma megoldható színszûrõk segítségével is (ún. színrebontás) Ez esetben többször kell exponálni, és a kapott egyszínû képekbõl digitális képfeldolgozás segítségével állítható elõ a valódi színes kép. Az ûreszközökön általában kétfajta CCD-kamerát alkalmaznak: egy nagy látószögût és egy kis látószögût (hosszabb fókusztávolságút). 2.32 Részecskedetektorok Proporcionális számlálók (Almár−Both−Horváth, 1996) A röntgencsillagászat alapdetektora, a proporcionális számláló lényegében egy meghatározott gázzal töltött kamra, melyben centrálisan elhelyezett anód segítségével erõs elektromos teret tartanak fenn. A számláló fém vagy mûanyag ablakán beesõ röntgenfoton elektronlavinát vált ki, és a kimeneten mért impulzus amplitúdója arányos a beesõ foton energiájával. A detektor hatásfoka

a töltõgáztól és az ablak áteresztési együtthatójától függ. A − számlálókat általában nemesgázzal (Ar, Xe) töltik. Az erõsítési faktor 103 104 lehet, a színképi felbontóképesség 1 nm-nél 0,4 nm körüli; a szögfelbontás igen gyenge. A proporcionális számlálók szögfelbontását modulációs kollimátorral vagy kódolt maszkkal (korszerûbb módszer) lehet javítani. A kódolt maszkos módszer a gamma-csillagászatban is alkalmazható, nagy látómezõt és jó szögfelbontást biztosít. A maszk egy-két méterrel a detektor elé kerül, és pontforrás esetén az árnyék a detektoron reprodukálja a maszk ábráját. Bonyolultabb forrásszerkezet esetén az http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (10 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata eredmény több képeloszlás eredõje. Mivel az árnyék függ a forrásirány és a detektor tengelyirány szögétõl, a detektor által mért jelekbõl a forrás iránya

meghatározható. Szikrakamra (Almár−Both−Horváth, 1996) Nagyobb energiákon, 20 MeV fölött (akár 105 MeV-ig) szikrakamra alkalmazható detektorként. A neontöltésû szikrakamrában minden gamma-fotonból elektron-pozitron pár keletkezik, majd ennek hatására a feszültség alatt lévõ rácsok között a részecskék nyoma mentén szikra képzõdik. A szikranyom − például több oldalon elhelyezett Vidikon kamerákkal − leképezhetõ, és utólag rekonstruálható. A két nyom szögfelezõje a gamma-kvantum belépési iránya. Egy tipikus szikrakamra 500 cm2 felületû és 50 MeV-nál 20−30 % hatásfokkal mûködik. Szcintillációs számlálók (Almár−Both−Horváth, 1996) Nagyobb energiák esetén a berendezések már nem a nagyszámú töltött részecske fluxusát, mint áramot mérik, hanem minden egyes részecskét külön regisztrálnak. A szcintillációs számlálókban a nagyenergiájú részecske becsapódása felvillanást idéz elõ az

átlátszó félvezetõben (cézium-jodid, nátrium-jodid), amit elektronsokszorozóval érzékelnek. A felvillanások számát mérik. Cserenkov-számláló (Csikainé, 1993) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (11 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata Radioaktív sugárzások anyaggal való kölcsönhatásainak kísérleti vizsgálata során tapasztalták, hogy nagy aktivitású sugárforrások környezete (meghatározott anyagokban és körülmények között) látható fényt sugároz ki. A jelenség részleteit Cserenkov vizsgálta az 1930-as években. Ennek során megállapította, hogy gyors elektronok és γ-sugárzás hatására nagyon tiszta folyadékokban jön létre a Cserenkov-fénykisugárzás. A fényemisszió mechanizmusának elméleti alapjait Frank és Tamm dolgozták ki. Bebizonyították, hogy valamely közegben egyenletes sebességgel mozgó elektron fényt sugároz ki, ha sebessége nagyobb, mint a fény terjedési

sebessége a közegben. Frank és Tamm elmélete szerint a dielektrikumban mozgó nagyenergiájú töltött részecske polarizálja a molekulákat a pályája mentén. A polarizált molekulák fényemisszióval jutnak vissza alapállapotba. A Cserenkov-sugárzás a haladási irány körüli α nyílásszögû kúp palástja mentén lép ki. A kúp nyílásszögét − adott közeg esetén − a részecskesebesség, ill energia határozza meg. A sebesség növekedésével a nyílásszög csökken A kisugárzott fotonok száma az elektronok sebességétõl, a közeg törésmutatójától, és a megtett út hosszától függ. A fenti elv alapján mûködõ Cserenkov-számláló igen jó lehetõséget biztosít a nagyenergiájú részecskék energiájának mérésére. A mérés a kúpszög pontos meghatározására korlátozódik Ködkamrák (Csikainé, 1993) Ha egy gáz és gõzkeveréket tartalmazó térben túltelített állapot jön létre, és oda idegen testek jutnak be, akkor

ezeken megindul a párakicsapódás. Ilyen "ködmagvakként" szolgálnak azok az ionok, amelyeket a gáztéren áthaladó ionizáló részecske a pályája mentén kelt. A cseppek 0,1 s alatt szabad szemmel is látható méretûre nõnek, és ezáltal láthatóvá válik a részecske pályája. A nyomvonalak vastagsága a specifikus energialeadástól, azaz a pálya mentén keltett ionsûrûségtõl függ, ezért alfa-részecskék esetén lényegesen vastagabb, mint elektronoknál. A gamma-részecskék specifikus energialeadása olyan kicsi, hogy nem alakul ki összefüggõ nyomvonal. Kétfajta kamratípust (expanziós ködkamra, más néven Wilson-kamra; ill. diffúziós ködkamra) fejlesztettek ki, amelyek a túltelítettség létrehozásának módjában térnek el egymástól. 2.33 Egyéb mûszerek Fotoelektron-sokszorozó (PM-csõ) (Csikainé, 1993) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (12 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A

fotoelektron-sokszorozó (photomultiplier) feladata, hogy a szcintillátorban keltett fényáramot elektronok áramává alakítsa és felerõsítse. Alapvetõen három részbõl áll: fotokatód, fókuszáló elektronoptika, és elektronsokszorozó. A fényáram hatására a fotokatódból elektronok lépnek ki Ee=h⋅ν−W kinetikus energiával. Ebben h⋅ν a belépõ foton energiája; W a kilépési munka, amely a fotokatód anyagára jellemzõ állandó, és eV nagyságrendû. A fotokatód másik jellemzõ paramétere a kvantumhatásfok, amely alatt a kilépõ elektronok átlagos számát értjük egy fotonra vonatkoztatva. További fontos jellemzõje a fotokatódnak a spektrális érzékenység. Csak olyan anyagok alkalmazhatók fotokatódként, amelyek a 400− 500 nm hullámhossz-tartományban a legérzékenyebbek, mert ebbe a tartományba esik a szcintillátorok emissziós spektrumának maximuma. Vidikon kamera (Almár−Both−Horváth, 1996) Képfelvevõ csõ, amely a

fény hatására ellenállását változtató felületet tartalmaz, erre vetíti az optikai rendszer a képet. A felpárologtatott antimon-trioxid félvezetõ réteg csak a megvilágított helyeken válik vezetõvé. A fény beesési irányából ezt a felületet átlátszó vezetõréteg, a jel-lemez határolja, amelyen az optikai képnek megfelelõ töltéskép keletkezik. A katód felõli oldalon a megvilágítás erõsségének megfelelõ elektronhiány, vagyis pozitív töltés (pozitív kép) marad, amelyet a letapogató elektronsugár a kép minden végigpásztázásakor újra negatív potenciálra tölt fel. Fabry-Perot interferométer (Almár−Both−Horváth, 1996) A Fabry-Perot interferométer olyan fényfelbontó eszköz, amelyet két sík, üveg- vagy kvarclap által határolt plánparalel levegõréteg alkot. Minden egyes belépõ sugár több kilépõ sugárra bomlik, s ezeket egy lencse gyújtópontjában egyesítve, interferenciájuk nagymértékben erõsítheti

egymást. A berendezéssel igen nagy felbontóképesség érhetõ el fotopolariméter (Almár−Both−Horváth, 1996) A polariméter olyan mûszer, amelynek segítségével meghatározható az égitest adott pontjáról érkezõ fény polarizáltságának mértéke. Például a Pioneer-10 és -11 szondákon elhelyezett leképezõ fotopolariméter egyidejûleg két színben (kék tartomány: 390−490 nm között, illetve vörös tartomány: 580−700 nm között) végez polarimetriai és radiometriai http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (13 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata méréseket. Optikai eleme egy 25,4 mm-es Makszutov-távcsõ A fényt egy Wollaston prizma (kvarcból vagy mészpátból készült kettõs prizma, amelyben a két prizma optikai tengelye merõleges egymásra) két, egymásra merõleges síkban polarizált nyalábra bontja. A fókuszsíkba szûrõkereket helyeztek el szûrõkkel és kalibrációs forrásokkal. Egy

45°-os dikromatikus tükör a kék fényt visszaveri, a vöröset pedig átengedi. Végül olyan csatornás sokszorozó (Channeltron) detektorok regisztrálták az intenzitást, amelyekben nagy elektromos potenciálgradiens segítségével minden nagyenergiájú részecske becsapódása lavinaszerû elektronáramot hoz létre. Az impulzus magassága a részecske energiájával arányos. 3. Távcsövek, megfigyelések a Föld felszínérõl 3.1 A távcsövek felépítése, mûködése, típusai (Budó−Mátrai, 1989; Kulin, 1980) A távcsövek (teleszkópok) feladata távoli tárgyak látószögének megnövelése. Aszerint, amint leképezõ rendszerük csak lencséket vagy pedig tükröt is tartalmaz, lencsés távcsövek (refraktorok) és tükrös távcsövek (reflektorok) különböztethetõk meg. Mivel megfelelõ minõségû lencsét kb. 1 m-nél nagyobb átmérõjûre nemigen lehet készíteni, tükrök viszont alumíniumnak üvegfelületre való párologtatásával jóval

nagyobb méretben is elõállíthatók, az 1 m-nél nagyobb objektívátmérõjû távcsövek mind tükrös távcsövek. Másrészt, a lencsés távcsövek optimális átmérõje kb. 1 m, mert ennél nagyobb méret esetén a lencse vastagságából adódó fényveszteség meghaladja az átmérõ növelése által elért fénynyereséget. (A távcsöveknél alapvetõ fontosságú, hogy minél több fényt gyûjtsenek be, hiszen így halványabb objektumok is megfigyelhetõk.) Ezen okok miatt manapság a tükrös távcsövek dominanciája igen jelentõs; a mûholdakon elhelyezett távcsövek is mind tükrös távcsövek. A tükrös távcsövek közös jellemzõje, hogy objektívjük homorú tükör (forgási paraboloid vagy hiperboloid), az okulár pedig gyûjtõlencse (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 mûholdakon) a leggyakrabban használatosak. 3.11 Schmidt-távcsõ http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (14 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A közönséges parabolatükörnél fellép a kóma elnevezésû 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 terjedõen van szükség éles csillagképekre. B Schmidt 1931-ben kómamentes távcsövet készített. A fénysugarak elõször a tükör kétszeres gyújtótávolságában elhelyezett korrekciós lemezen haladnak keresztül, és csak ezután jutnak a homorú gömbtükörre. Az igen bonyolult görbületû korrekciós lemez szinte tökéletes, kómától,

asztigmatizmustól és szférikus aberrációtól mentes képet ad a képsíkba elhelyezett (meggörbített) fotografikus lemezen vagy filmen. (Az ilyen szerelésû távcsõvel nem lehet közvetlenül vizuális megfigyeléseket végezni.) A Schmidt-távcsõvel 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 fényerõ érhetõ el. (A relatív nyílás − más néven nyílásviszony − a tükör átmérõjének és a fókusztávolságnak a hányadosa.) Az 1:0,3 nyílásviszonyú szuper-Schmidt rendszerû távcsõ speciális célokra készült. A látómezõ meghaladja az 50°-ot is; az ilyen távcsöveket nagy csillagmezõk átvizsgálására, meteorok, sarki fények, mûholdak fényképezésére használják. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (15 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc

szakdolgozata 3.12 Cassegrain-szerelésû távcsõ A Cassegrain-féle elrendezésben a középen átfúrt parabolikus fõtükörrõl reflektált sugarak a domború hiperbolikus segédtükörre esnek, és errõl visszaverõdve hozzák létre az okulárral szemlélhetõ képet. Ily módon aránylag kis csõhosszúság (ún tubushossz) mellett nagy "effektív gyújtótávolság" érhetõ el, mert a domború segédtükör a róla visszavert sugarak konvergenciáját csökkenti ("fókusznyújtás"). A Cassegrain-távcsõhöz nagyon hasonló a Nasmyth-szerelésû távcsõ, de ennek fõtükrét nem fúrják ki középen, hanem egy síktükröt helyeznek el a fõ- és segédtükör közé, ami a távcsõ oldalán elhelyezett okulárra továbbítja a fénysugarakat. 3.13 Ritchey-Chrétien-szerelésû távcsõ A XX. században fejlesztették ki a Ritchey-Chrétien-szerelésû teleszkópot, mely korunk legmodernebb csillagászati távcsöve; a légkörön túli

csillagászatban is ezt a típust alkalmazzák leggyakrabban. Ennek a mûszernek mindkét tükre forgási hiperboloid alakú, a fõtükör homorú, míg a segédtükör domború. A két tükör gyújtótávolságának viszonyát úgy határozzák meg, hogy a primer fókuszpont elõtt elhelyezett segédtükör a fõtükör közepén lévõ nyíláson kivetíthesse az égitest összegyûjtött fényét. (Mintha az elõbbi ábrán a fõtükröt hiperboloidra cserélnénk) Ezzel az elrendezéssel nagy fényerõ és nagy (kb. 1 fok) korrigált látómezõ érhetõ el Ha a teljes látómezõt fotografálásra használják, akkor a kép szerkezetének javítása érdekében még egy korrekciós lencsepárt is elhelyeznek a fókuszfelület elõtt. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (16 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 3.2 Aktív és adaptív optika (Holl, 1994); VLT A távcsövek leképezését lényegesen befolyásolja (értsd: rontja) a

légköri turbulencia, a távcsõtükör deformálódása (saját súlya alatt, ill. a hõtágulás hatására) és a megmunkálás pontatlansága is. Az adaptív optika a légmozgások hatását küszöböli ki, míg az aktív optika a másik két problémán segít a fõ- 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 jelentõségû az adaptív optikai elemek segítségével történõ képjavítás. (Ezt a technikát egyébként eredetileg az ûrvédelmi kutatások során fejlesztették ki, és csak mintegy tíz éve

vált szabaddá a polgári felhasználás számára.) A légkörben állandóan jelenlevõ hidegebb-melegebb csomók gyors mozgása miatt a csillag fénye, amely a légkör határára még sík hullámfronttal érkezik, mire a távcsõhöz ér, már "göcsörtössé" válik, sõt ez a göcsörtösség pillanatról pillanatra változik is. Ennek következtében a csaknem pontszerûnek látszó csillag pillanatról pillanatra kicsit más irányban látszik. Emiatt az expozíciós idõ végére a fotolemezen egy kiterjedt, elmosódott foltot kapunk. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (17 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 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

képzõdnek le például olyan szoros kettõscsillagok is, melyek a régi technikával teljesen egybemosódtak volna. Ehhez persze a vizsgálandó objektum közvetlen közelében szükség lenne egy referenciacsillagra, melyet pontszerûnek tartva részletgazdag képet kapunk a bonyolultabb felépítésû célobjektumról. A baj ott van, hogy megfelelõ közelségben rendszerint igen nehéz megfelelõ fényességû csillagot találni. Éppen ezért az adaptív optikával ellátott távcsövekre még egy "lézerágyút" is felszerelnek. A lézer segítségével tûéles 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 pontszerû "mûcsillag" jön létre, melyet referenciacsillagként használhatnak az adaptív optika alkalmazásához. És hogy képet kapjunk az

adaptív optika "jóságáról": az egyre fejlõdõ adaptív optikai elemekkel ellátott, legnagyobb földi távcsövek még a megjavított Hubble Ûrtávcsõvel is képesek felvenni a versenyt; nem véletlenül neveztem a bevezetõben ezt a technikát az (optikai) ûrcsillagászat 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. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (18 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A rendszer teljes kiépítettségében négy darab 8,2 m-es távcsõbõl fog állni, lehetõség van az összehangolt mûködésre (interferometria) is. Ily módon a felbontóképesség egy 130 m-es teleszkópéval lesz egyenértékû. A fénygyûjtõ-képesség

tekintetében is fölülmúl majd minden eddigi optikai teleszkópot: kb. 16 m-es lesz az "effektív átmérõ" A befejezéshez legközelebb álló elsõ egység (UT1) már 1998 júniusától alkalmas lesz tudományos megfigyelésekre (a legelsõ kép, ún. "First Light" május utolsó hetében esedékes); 2001-ig mind a négy modul mûködõképes lesz. Az UT1 fõtükre 8,2 m átmérõjû, 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, átmérõje 110 cm. Az optikai elrendezés Ritchey-Chrétien-rendszerû, de a Cassegrain, Coudé és Nasmyth fókuszok is használhatók. (A fókuszok közötti váltás esetén a fõtükör alakját korrigálják, ill a segédtükröt újrafókuszálják.) A megfigyelési hullámhossz-tartomány az optikaitól (0,3 µm) az infravörösig (kb. 25 µm)

terjed Több mint tíz különbözõ mûszer (leképezõ eszközök, spektroszkópok és többobjektumos spektroszkópok) fog üzemelni. A tudományos célkitûzések is igen szerteágazóak, ezek közül csak néhányat említek: − kialakulóban lévõ galaxisok tanulmányozása; http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (19 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata − Naprendszeren kívüli bolygórendszerek keresése; − egyedi és kettõscsillagok fejlõdésének vizsgálata; − a sötét anyag (barna törpék) tanulmányozása; − a Naprendszer egyes objektumairól (bolygók, kisbolygók, üstökösök) meglévõ ismereteink pontosítása, kiterjesztése. 3.3 VLBI (Very Long Baseline Interferometry) (Frey, 1998) A VLBI fõként a rádiócsillagászatban alkalmazott módszer, mellyel a felbontást lehet megnövelni. A VLBI alapelve az, hogy egymástól távol levõ rádióteleszkópokkal egyidõben ugyanazt a rádióforrást figyelik meg, s a

mért jeleket mágnesszalagon rögzítik. Késõbb a szalagokat az ún korrelátoron visszajátszva interferenciát hoznak létre, s ebbõl állítják helyre (rekonstruálják) a megfigyelt rádióforrás képét. Az ily módon összekapcsolt antennák valójában egy akkora átmérõjû rádiótávcsövet "helyettesítenek", amekkora a bázisvonal két végén levõ rádióteleszkópok távolsága, vagyis a bázisvonal hossza. Ez pedig akár több ezer kilométer is lehet, szinte az egész földtányér antennának tekinthetõ. (Az összes csillagászati megfigyelési módszer közül eddig a VLBI nyújtja a legjobb szögfelbontást.) A VLBI mûködésének egyik feltétele a nagyon pontos idõszinkronizáció. Az atomórák teszik http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (20 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata lehetõvé, hogy az egymástól akár kontinensnyi távolságban felvett jeleket késõbb pontosan össze tudják játszani.

(Napjaink atomóráinak (hidrogén mézerek) pontossága akkora, hogy egymillió év alatt mindössze egyetlen másodpercet késnének vagy sietnének.) Az interferencia elõállításának 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 teljesítményû mágneses adatrögzítõrendszerek fontosságáról sem. 4. Ûrcsillagászat A csillagászoknak egészen az ûrkorszak kezdetéig nem volt módjuk az elektromágneses spektrum jelentõs hányadának észlelésére. De most, amikor a mûholdakat a földi légkör fölé emelkedõ pályákra lehet felbocsátani, egész sor ûreszköz − mindegyik a színkép meghatározott részének észlelésére tervezett mûszerekkel felszerelve

− szolgáltatja az adatokat. 4.1 Gamma A gamma-sugarak heves, aktív forrásokban keletkeznek, mint amilyenek a szupernóvák, a http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (21 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 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 pontszerû forrásokként figyelhetõk meg a legnagyobb szupernóva-maradványok. Vannak más nagy erejû források, ún. gamma-bursterek, melyek rejtélyesen megjelennek, és aztán néhány másodperc múlva eltûnnek. De arra a rövid idõre néha erõsebben sugároznak, mint az égbolt valamennyi gamma-sugárforrása együttvéve. Úgy tûnik, ezek a sugarak a mi galaxisunkon kívülrõl érkeznek, és roppant nagy erejû események hozzák létre õket. A CGRO (WWW) A Compton Gammaobszervatórium (Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) a NASA

második nagy ûr-obszervatóriuma. (Az elsõ a Hubble Space Telescope, HST) Míg a HST mûszerei az infravöröstõl az ultraibolyáig (2 500 nm− 115 nm) fedik le a megfigyelt elektromágneses spektrumot, addig a CGRO négy mûszere a jóval nagyobb energiájú gamma-sugarak tartományában (30 keV− 30 GeV) folytat megfigyelést. Ez a 4 mûszer (BATSE, OSSE, COMPTEL, EGRET) mind méret, mind érzékenység tekintetében jelentõsen felülmúlja az eddigi légkörön túli gamma-teleszkópokat. (Mivel a γ -fotonok száma jóval kisebb mint az optikai fotonoké, a megfelelõ számú foton detektálásához nagyméretû mûszerre van szükség.) A CGRO − 17 tonnás tömegével − a legnagyobb Föld körül keringõ obszervatórium. 1991 április 5-én bocsátották fel az Atlantis ûrrepülõgéppel. 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 kiterjedõen. 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 idõpontját, ill a felvillanást kiváltó γ-fotonok energiáját. COMPTEL (Imaging Compton Telescope) A COMPTEL 1−30 MeV között érzékeny mûszer. A Compton-effektus alapján mûködõ, két rétegben elhelyezett detektorai gamma-források képeit állítják elõ. Elsõsorban aktív galaxisok, http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (22 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata radioaktív szupernóva-maradványok és kiterjedt molekulafelhõk által kibocsátott gamma-sugárzás észlelésére alkalmas. A detektorok felsõ rétege

folyékony szcintillációs anyaggal van kitöltve, ami szórja a beérkezõ γfotonokat (Compton-effektus). A szórt fotonokat az alsó rétegben elhelyezett nátrium-jodid kristályok nyelik el (abszorbeálják). A mûszer rögzíti a detektálás idejét, helyét és energiáját; ezek alapján meghatározza az eredeti γ-foton irányát és energiáját, amibõl elõállítja a gamma-forrás képét és energiaspektrumát. EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) Ez a mûszer érzékeny a legnagyobb energiákon: 30 MeV−30 GeV között. Mintegy 10−15-ször nagyobb és érzékenyebb, mint az ebben a tartományban észlelõ korábbi detektorok. Az EGRET detektora nagy feszültségû, nemesgázzal (Ne) töltött szikrakamra. Amikor a nagyenergiájú γ -fotonok behatolnak a kamrába, elektron-pozitron párokat keltenek, amelyek kisülést hoznak létre a gázban. A részecskék nyomképének ismeretében meghatározható a beérkezett γ-fotonok iránya. A korpuszkuláris

részecskék energiáját a szikrakamra alatt elhelyezett NaI-kristályok segítségével mérik, amibõl kiszámítható a γ-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 lehetõség 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 napkitörésekrõl, szupernóva-maradványokban végbemenõ radioaktív bomlásokról és a galaxisok centrumában lezajló anyag-antianyag annihiláció sajátosságairól. 4.2 Röntgen (Almár−Both−Horváth, 1996) A röntgen égbolt forrásai többnyire kettõs rendszerekben lévõ neutroncsillagok (esetleg fekete lyukak), amelyekre a normál kísérõcsillagból intenzív anyagáramlás folyik, s ennek

lefékezõdése magas hõmérsékletet, röntgensugárzást hoz létre. (Ha egy nagyon nagy tömegû fekete lyuk vagy neutroncsillag közelében más csillag vagy gáz- és porfelhõ van, az erõs gravitációs mezõ anyagot szív el ettõl 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 lévõ szupersûrû objektum forog, akkor a téridõ felcsavarodása miatt az http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (23 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata akkréciós korong síkja, mint egy óriási pörgettyû fõsíkja, a precesszió miatt billegni kezd. Ennek az a következménye, hogy a korong síkjának a szöge hozzánk képest periodikusan ingadozik, s az onnan érkezõ röntgensugárzás intenzitása is oszcillál. Ezt a jelenséget már sikerült megfigyelni; vö. Élet és Tudomány,

1997/49, 1546 o) Igen erõs röntgenforrás több aktív galaxis magja, kvazárok, gáznyúlványok stb. Galaxisok összeütközése is röntgensugárzással járhat Végül röntgenforrás a csillagok magas hõmérsékletû koronája, illetve a galaxishalmazokat körülvevõ, ugyancsak forró gázburok is. Az 1978-ban felbocsátott amerikai HEAO-2 (Einstein) hold vitt magával elõször képalkotásra alkalmas röntgentávcsövet a világûrbe. Kimutatta, hogy 0,25 és 4 keV között szinte minden égitest röntgensugárzó, még a közönséges csillagok is (mint pl. a Nap) Elsõ ízben születtek röntgenképek a szupernóva-maradványokról; felfedezte, hogy a Cen A rádiógalaxis gáznyúlványa erõsen röntgensugárzó. A halvány források tömeges felfedezése valószínûvé tette, hogy a röntgenhátteret is távoli diszkrét források hozzák létre. 4.21 ROSAT (WWW) A ROSAT (a német Röntgensatellit szóból) közös német, amerikai és angol projekt. 1990 június 1én

az amerikai Cape Canaveralbõl állították Föld körüli pályára, Delta-II hordozórakétával A ROSAT küldetése kettõs: elõször is, a teljes égbolt feltérképezése a röntgen- és az XUVtartományban (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 idõbeli változások vizsgálata A mûhold tömege kb. 2,4 tonna, ebbõl több mint másfél tonna a tudományos mûszerek tömege Az energiaellátást napelemek biztosítják, ill. (tölthetõ) akkumulátorok Az adatrögzítõberendezések kapacitása 700 Mbit, ezt naponta 5−6 alkalommal továbbítja a földi követõállomásra (Oberpfaffenhofen, Németország). A ROSAT röntgentükre Wolter-1 típusú, 4 paraboloid- és hiperboloid-tükörpárból áll. A tükrök felületét − a minél kedvezõbb reflexió érdekében −

vékony aranyréteg borítja. (Súrló beesésrõl lévén szó, a beesési szög 88−89°.) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (24 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A maximális apertúra 84,5 cm, a fókusztávolság 240 cm. A tudományos mûszerek: 2 db irányérzékeny proporcionális számláló (gázösszetétel: 65 % argon, 15 % metán, 20 % xenon), nagyfelbontású kamera (felbontás: 1,7") és nagylátószögû kamera (f=525 mm). 4.22 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 fõtükör minden eddiginél nagyobb (120 cm) átmérõjû, az AXAF legalább 100-szor érzékenyebb lesz , mint az eddigi legérzékenyebb röntgentávcsõ; a készítendõ

felvételek élessége (felbontása) pedig 10-szer jobb lesz. Einstein Tükörátmérõ [cm] Fókusztávolság [m] Felbontás [ívmásodperc] Max. fókuszált energia [keV] 58 3,45 4 5 http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (25 of 48)20060629 20:13:52 Tükörbevonat anyaga Ni Ábrahám Ferenc szakdolgozata * 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 beérkezõ 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

gyûjtõfelülete és a rendkívüli érzékenység segítségével tanulmányozhatók lesznek extrém halvány röntgenforrások is. Csillagok ezreirõl készülhet minden eddiginél részletesebb színkép, melybõl pontosan meghatározható a hõmérsékletük, összetételük, a korona sûrûsége és számos más fizikai paraméter. Mivel a nagyobb energiájú röntgensugarak áthatolnak az intersztelláris anyagon (gáz, por stb.), megfigyelhetõ lesz a Tejútrendszer centruma felõl érkezõ sugárzás A galaxisunk spirálkarjaiban lévõ röntgenforrások sugárzása szintén mérhetõ lesz, amibõl a források tulajdonságaira következtethetünk (l. fent) Az M31-ben (Androméda köd) lévõ források (bright bulge sources) által kibocsátott sugárzás is elég erõs lesz ahhoz, hogy mérhetõ legyen a fénygörbéjük. A fénygörbék alapján azonosíthatók lesznek a kettõscsillagok; A Virgo-halmaz galaxisaiban lévõ fényesebb kettõscsillagok szintén megfigyelhetõk

majd, csakúgy, mint a fényesebb röntgenforrások galaxisok százaiban; megmérhetõ lesz a luminozitásuk is. Közvetett módon, egyes objektumfajták (standard candles) segítségével nagy pontossággal meghatározható lesz a közelben lévõ galaxisok távolsága, amibõl 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 megfigyelhetõ térbeli tartomány, így a Világegyetem korai állapota tanulmányozható. Az AXAF mûszerei közt lesz két leképezõ detektor és két készlet áteresztõ rács. Észlelési tartomány: 100 eV−10 keV. A fõtükör 4 pár tükrözõ felületbõl áll, a szokásos Wolter-1 elrendezésû. 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 egyidejûleg használható képkészítésre és spektroszkópiai vizsgálatokhoz. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (26 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 4.23 XMM (WWW) Az XMM (X-ray Multi-mirror Mission) az ESA (European Space Agency) projektje. A mûhold felbocsátására 1999 augusztusában kerül sor. Tervezett "élettartama" 10 év Az XMM elsõdleges célja az 1−100 millió K hõmérsékletû plazmák vizsgálata. Az ilyen magas hõmérsékletû plazmák, energiájuk jelentõs részét a röntgentartományban (0,1−5 nm; 250 eV−12 eV) sugározzák ki. Összetételüket tekintve, fõleg 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 gyûjtõfelülettel (200 m2) rendelkezik a tükör. Az XMM fontosabb paraméterei: − Megfigyelési hullámhossz-tartomány: 0,1−5 nm − Szögfelbontás: kb. 20 ívmásodperc (4 nm-en) − Látómezõ: 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 (elsõdleges) fókuszában; − 2 reflexiórácsos spektrométer a másodlagos fókuszban (közepes felbontású spektroszkópiát tesz lehetõvé); − 1 optikai megfigyelõ-rendszer (30 cm-es Cassegrain teleszkóp, a röntgennel szimultán optikai megfigyeléshez). Az XMM mûhold tömege kb. 3,9 tonna Három tengelyre stabilizált; irányzási pontossága ±1 ívperc. A fókuszsíkban lévõ mûszerek optimális

üzemelési hõmérséklete kb −100° C Ezt passzív hûtéssel (hõelvezetõ radiátorokkal) érik el. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (27 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A keringési pálya adatai: − Periódusidõ: 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 beérkezõ 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. 22 fejezet) helyeztek nagyobb hangsúlyt, mivel fontos

és gyakori elemek és ionok legerõsebb 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 mûködött 1996 szeptember 30ig 6 823 napos tevékenységével ez volt a leghosszabb élettartamú csillagászati mesterséges hold (Eredetileg csak 5 éves élettartamot terveztek.) Mûszerei 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 vezérlõ szoftvereknek a megalkotása volt. A NASA és az ESA egy-egy felszíni követõállomásról is gondoskodott (a Goddard-ûrközpontban,

Maryland állam területén, ill. a Madrid melletti Villafranca del Castilloban). A vezérléshez, követéshez és a megfigyelési programok végrehajtásához azért volt elég ez a két http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (28 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata állomás, mert az IUE geoszinkron pályán tartózkodott. (Az IUE mûködésének utolsó 3 évében már csak az ESA követõállomása 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 átmérõjû távcsõvel ennyire sikerült gazdagítani, sõt átformálni asztrofizikai ismereteinket. Persze a siker attól is függ, hogy mi van felszerelve a távcsõ "innensõ végén". Az UV-tartomány vizsgálata echelle-spektrográfokkal történt: a 115−195 nm, ill. a 190−320

nm tartományt érzékelõ berendezésekkel. A detektorok két felbontást tettek lehetõvé: a jobbik felbontás 0,02 nm volt (vagyis a R=λ/∆λ 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 helyzetérzékelõje az eredeti teendõje 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-kitörésekrõl is ultraibolya színképet kapni. A megfigyelések értékét tovább növeli, hogy rengeteg égitestrõl közel két évtizedre kiterjedõ homogén (vagy a megfelelõ korrekciók végrehajtásával egységessé tehetõ)

észlelési anyag gyûlt össze. Ez lehetõvé teszi az idõbeli folyamatok, változások tanulmányozását is, ami kiemelkedõ fontosságú. Érdekes együttmûködést 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 égitestrõl. 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 fõ tudományos céljai: Egy nem rotáló csillagászati koordinátarendszer megalkotása, amelyre a Naprendszer, illetve a Tejútrendszer égitestjeinek helyzete vonatkoztatható. A rendszer egyben referenciarendszerként is használható a teljes elektromágneses színkép különbözõ tartományaiban végrehajtott megfigyelésekhez.

http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (29 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata E koordinátarendszeren keresztül alapvetõ megfigyelési adatokat szolgáltatni a csillagok fontos tulajdonságainak (fényesség, tömeg stb.), térbeli eloszlásának és mozgásának tanulmányozásához. Noha a csillagok asztrometriai paraméterei (pozíció, parallaxis, sajátmozgás) alapvetõ jelentõségûek, a hozzájuk tartozó szögértékek általában rendkívül kicsik, az ívmásodperc ezredrészében (mas) jelentkeznek, ezért nagy pontosságú szögmérésekre van szükség. A földi obszervatóriumokban a feltételek elég kedvezõtlenek: a légköri zavarok állandóan jelen vannak, az égboltnak egyidejûleg csak kis része figyelhetõ meg, a távcsõ gravitációs eredetû, illetve hõhatásra jelentkezõ elhajlásai zavarják a méréseket, és nehézzé teszik a pozíciótól, ill. az idõponttól függõ paraméterek elkülönítését.

Mindez az utóbbi idõben már gátolta a földi asztrometria fejlõdését. A világûrbõl végzett asztrometriai méréseknél e problémák nem jelentkeznek. 4.41 HIPPARCOS (Almár−Both−Horváth, 1996; Barcza, 1997) Elsõként 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 mûködtetése érdekében programját átszervezték, és a pálya perigeumát 500 km fölé emelték, hogy legalább 30 hónapig mérni tudjon. A keringési idõ: 10 óra 40 perc Minthogy a HIPPARCOS 1993-ig (egyes giroszkópjainak meghibásodása ellenére) kitûnõen mûködött, a tervezett egyedülálló programot sikerült teljes egészében megvalósítani. A végsõ cél egy

rotációmentes, "kváziinerciális" koordinátarendszer megvalósítása, amelynek rögzítése extragalaktikus objektumokkal történik, rádiócsillagok, kvazárok közvetlen megfigyelésével. A HIPPARCOS hold fõ 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). Fõmûszere egy 29 cm tükörátmérõjû Schmidt-távcsõ. Az eléje helyezett tükör két részre van osztva, hogy két, egymástól 58° távolságban lévõ, 0,9×0,9° területû látómezõ képét egyesítse a fókuszsíkban. A két látómezõ csillagainak fényét 2 688 átlátszó, párhuzamos résbõl álló

szabályos rács modulálja. A mérés elve a következõ: http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (30 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata A hold két óra alatt tesz meg egy fordulatot a tengelye körül, ugyanakkor a forgástengely is lassan továbbvándorol. Ezáltal a távcsõ többször végigpásztáz az égen A résrendszer által modulált csillagfényt a detektor egyenként regisztrálja. Ugyanaz a csillag többször is megjelenik a látómezõben, és helyzetét mindig más csillagokéval mérik össze. Ily módon a relatív szögtávolságmérések sokaságából kiegyenlítéses módszerekkel levezethetõ egy egységes csillagkatalógus. Mellékmûszerként csillagérzékelõk szolgálnak a hold pillanatnyi helyzetének pontos meghatározására, közben asztrometriai feladatot is végeznek, amennyiben a beépített fotométerekkel együtt meghatározzák a már említett 400 000 csillag közelítõ helyzetét, fényességét és

színét. A megfigyelési programban a csillagokon kívül szerepelt még mintegy 50 kisbolygó és több hold is. Kettõscsillagok 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 csillagsûrûség egyenletes) a közeli csillagok számából következne: a hiány számszerûen mintegy 10 000 csillag. Megerõsítést nyert tehát az, amit földi távcsövekkel végzett megfigyelésekbõl már jó 50 éve sejtenek a csillagászok: valamiféle csillagsûrûsödés van a környezetünkben, amit egy idõben sokan még nyílthalmaznak is gondoltak. 4.42 Hubble Space Telescope (Almár, 1990; Almár−Both−Horváth, 1996;

Kereszturi, 1998; http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (31 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata WWW) A látható fény tartományában az elsõ ûrtávcsõ az E. P Hubble-rõl 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 fõtükröt már 1983-ban leszállította a Perkin-Elmer cég. Az indítást 1986 tavaszára tervezték, de a Challenger katasztrófája miatt el kellett halasztani. Az ûrtávcsõ felbocsátására végül 1990 április 25-én került sor, amikor is a Discovery ûrrepülõgép robotkarja 615 km magas körpályára helyezte. A választott pálya szorosan összefügg az ûrrepülõgépek lehetõségeivel Ilyen alacsony pálya természetesen nem elõnyös a parancsadás és adattovábbítás szempontjából; míg a geostacionárius pályán keringõ holddal

egyetlen földi állomásról biztosítani lehet a folyamatos kapcsolatot, addig a HST estében ehhez egy egész sor földi állomás kellene. Csillagászati megfigyelésekhez évtizedekig mûködtetni egy ilyen költséges követõhálózatot elképzelhetetlen. A HST-vel nyerhetõ információ mennyisége viszont több annál, mint amennyit hosszabb ideig egy fedélzeti memóriában gyûjteni, majd viszonylag rövid közvetítések során a követõállomásra lesugározni lehetséges. A HST folyamatos mûködtetése, az 1 Mbit/s-os adatforgalom megköveteli a parancsok és eredmények folyamatos átjátszását nagy teljesítményû geostacionárius közvetítõholdakkal az irányítóközpont és a hold között. Ennek a TDRS nevû közvetítõholdrendszernek a kiépítése a HST felbocsátásának egyik alapfeltétele volt Miután az elsõ 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 közvetítõhold pályára állítására. A mûködtetés másik alapfeltétele, vagyis a feladatorientált földi központ kiépítése könnyebben megoldható feladatnak bizonyult. Már 1980-ban megnyílt Baltimore-ban (USA) a Space Telescope http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (32 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata Science Institute (STScI), melynek feladata a mûködtetés, parancsadás, adatgyûjtés, az adatok archiválása és részben feldolgozása. Ugyanakkor Nyugat-Európa is létrehozta a megfelelõ intézményt München mellett. (A NASA mellett a HST megvalósításában részt vett az ESA (European Space Agency) is: elkészítette a FOC mûszert 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 ûrrepülõgépben

rendelkezésre álló csomagtér. Hossza 13,1 m, átmérõje 4,3 m, össztömege 12,3 t. A méretkorlát 2,4 m-es tükörátmérõt tett lehetõvé A tükör f/24 nyílásviszonyú Ritchey-Chrétien-Cassegrain optika (f=57,6 m). Alapanyaga a Corning gyár rendkívül kis hõtágulású üvege, melybõl 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 tükrözõ bevonat vastagsága egyenletes legyen. Végül a tükröt 0,15 µm vastag magnéziumfluoridbevonattal (védõréteg) látták el, ezért a látható fényhez csatlakozó ultraibolya és infravörös tartományokban (115 nm-tõl 1 000 nm hullámhosszig) is érzékeny. A 30 cm-es segédtükör távolsága

a fõtükörtõl 5 m. A teljes látómezõ 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 idõrõl-idõre a világûrben javítható, karbantartható legyen. Az eredetileg tervezett élettartam 15 év, vagyis észleléseit folytatni fogja a jövõ évszázadban is. A viszonylag alacsony pálya több szempontból korlátozza a megfigyeléseket. Egyrészt a Föld eltakarja az égbolt jelentõs 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 távcsõbe. Szünetel a megfigyelés, valahányszor a Nap 50°-nál, a Hold 15°-nál, a

Föld középpontja 70°-nál közelebb kerül a távcsõ irányához. E korlátok miatt a 95 perces keringési idõbõl átlagosan kevesebb mint 40 perc használható megfigyelésekre. Az energiát az ESA 50 m2 felületû, 4 kW teljesítményû napelemtáblái biztosítják. A távcsövet kiszolgáló elektronika körülveszi a fõtükröt. Ezt az elrendezést az indokolja, hogy a távcsõrendszer javítására érkezõ ûrhajósok könnyen hozzáférhessenek a legkényesebb alkatrészekhez is. Mivel ez a berendezés is modulrendszerû, a meghibásodott egység egyszerûen kicserélhetõ. A pontos orientálás feladatát összetett rendszer biztosítja A közelítõ pozícióra állás giroszkópokkal történik, majd a fõtükörtõl független "fix csillagkövetõ" fényes csillagok segítségével mintegy 1 pontosságú beállást hajt végre. A pontos beállítás "finom vezetõ szenzorokkal" (FGS) történik. Két 14,5m-nál fényesebb vezetõcsillagot

választ a http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (33 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata referenciacsillagok elõre 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 vezetõcsillag fényességét 0,4m pontossággal.) A HST induláskor a következõ tudományos mûszerekkel rendelkezett: A központi WF/PC kamera, amely kétféle üzemmódban mûködhetett. A széleslátószögû (wide-field) kamera (f/12,9) 2,63×2,63 ívperces látómezõvel és erõsebb nagyítással, de csak 0,1" felbontással, 10−28,5m között; illetve a planetáris kamera (f/30),

68"×68" látómezõvel és 0,043" felbontással. Érzékeny 115−1 100 nm között, 9−28m tartományban Négy 800 ×800 képelemes CCD-érzékelõje elé objektív rács, vagy 48 féle szûrõ kerülhetett. Fotometriai pontossága 1 % volt. A 28m eléréséhez 1 órás expozíciós idõ kellett (Az 1993as elsõ szerviz során kicserélték) Az ESA által fejlesztett Faint Object Camera (FOC, "halvány objektum kamera"; jelenleg is üzemel). Szintén összetett mûszer, mely már az egyik külsõ szegmenst hasznosítja Méretei: 0,9×0,9×2,2 m, tömege 320 kg. Mûködés közbeni (átlagos) teljesítményfelvétele 130 W Tulajdonképpen két független kamera külön fényúttal és detektor-rendszerrel. Legérzékenyebb az UV-tartományban (340 nm-en). Az f/96 változat kihasználja a távcsõ teljes felbontóképességét, sõt, a fényútba helyezhetõ optikai elemekkel f/288 gyújtótávolság is létrehozható, ami még 125 nm körül is megközelíti

a diffrakciós határt (a pixelméret 0,007"). A látómezõ csak 11"×11", ill 4"×4" Az f/96 kamera a fényútba helyezhetõ maszk révén koronográfszerûen is használható fényes csillagok halvány kísérõinek tanulmányozására. A másik, f/48-as változat résspektrográfként alkalmazható R=1 000 felbontással. A látómezõ 22"×22" A detektálás TV-rendszerû, mely a fotonok beérkezésekor létrejövõ felvillanásokat regisztrálja. A fényútba sokféle szûrõ és prizma helyezhetõ. A mintegy 10 órás expozícióval elérhetõ határmagnitúdó: 28m A Faint Object Spectrograph (FOS, "halvány objektum spektrográf") közepes felbontású, de érzékeny mûszer, mely nagyon halvány égitestek színképének elemzésére szolgált (115− 850 nm, 19−26m). Konkáv ráccsal és prizmával mûködött Gyors idõbeli változások felismerésére (idõfelbontása 10 ms) és polarimetriára is alkalmas volt. (Az 1997-es

második szerviz során eltávolították). A Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS, "Goddard nagy felbontóképességû spektrográf) rekordfelbontású ultraibolya színképeket (115−320 nm) készített fényesebb http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (34 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata égitestekrõl. A legfényesebb csillagokra (11m-ig) a felbontás eléri a 0,003 nm-t, de még 17mnál is 0,15 nm A közeli UV-tartományban a mûszer érzékenysége százszor jobb az IUE távcsõénél. (Az 1997-es második szerviz során leszerelték) A High Speed Photometer (HSP, "nagysebességû fotométer") feladata nagy idõfelbontású fotometria (115−700 nm között, 0,1 %-os pontossággal, 24 magnitúdóig; a maximális idõfelbontás 16 ms), továbbá polarimetria a közeli UV-tartományban. (Az 1993-as elsõ szerviz során távolították el.) Külön kell tárgyalni a már említett Fine Guidance System (FGS,

"finom vezetõ szenzorok") segítségével végzett asztrometriai kutatásokat. A három FGS berendezés közül kettõ kell a vezetéshez, a harmadik FGS, mint detektorral kiegészített optikai rendszer, számítógépvezérléssel a látómezõ csillagainak relatív pozícióját méri a rávezetésnél használt csillaghoz képest. A három mûszer a távcsõtükör legkülsõ szegmenseit hasznosítja Mindegyik szenzor 70-nyi látómezõt fog át, melyen belül egy-egy forgó tükör bármely csillagot az interferométer apertúrájába vetítheti. A forgótükör helyzete szolgáltatja az égitest durva pozícióját a látómezõn belül; az interferométer mérései a finom hibajelet. A rendszer 0,002" relatív pontosságú pozíciókat ad a látómezõn belül kiválasztott 4 és 20m közötti pontforrásokra. A mérés sebessége (átlagosan) egy csillag percenként Emellett a rendszer alkalmas volt 9 és 17m közötti csillagok parallaxisának

maghatározására, ill. céljai közt szerepelt kettõscsillag-rendszerek relatív mozgásának tanulmányozása, és távoli csillagok bolygórendszereinek felfedezése is. A HST asztrometriai alkalmazásait a fõtükör (alább említendõ) hibája nem befolyásolta. Fontos lehetõség hogy a HST-vel végrehajtható a HIPPARCOS által levezetett referencia-koordinátarendszer összekapcsolása az extragalaxisokon alapuló, fix koordinátarendszerrel. A HST felbocsátása után nem sokkal kiderült, hogy a távcsõ leképezése hibás, a felvételeket jelentõs szférikus aberrációs hiba terheli: a fõtükör közepérõl visszaverõdõ sugarak fókuszpontja másutt van, mint a tükör peremérõl érkezõ sugaraké. A tükör hibás csiszolása miatt olyan hiperboloid-felület jött létre, amelynek pereme az elõírtnál 2 µm-rel mélyebbre került. A tükör alakjának ellenõrzésekor az optikai nullkorrektor nevû mûszert hibásan használták. A hiba következtében a

csillagfény nem koncentrálódik eléggé, az égitestek képét elmosódott "halo" veszi körül, amely azonban számítógépes eljárással többé-kevésbé kiküszöbölhetõ. A súlyos hiba végsõ soron nem korlátozta a nagy szögfelbontást és a színképelemzõk mûködését, viszont nem tette lehetõvé a nagy érzékenység kihasználását, halvány objektumok megfigyelését. A felbocsátást követõ években további hibák is jelentkeztek: valahányszor a HST belépett a Föld árnyékába, vagy kilépett onnan, a napelemtáblák beremegtek, és a vibráció zavarta a távcsõ mûködését. A beállítást szolgáló 6 giroszkóp közül 3 meghibásodott, és ez már veszélyeztette a http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (35 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata HST programját. Ennek ellenére az elsõ másfél évben 900 csillagászati célpontról 1 900 megfigyelés született, köztük olyanok, mint a

Plútó−Charon rendszer felbontása, az SN 1987A szupernóva körüli gázgyûrû felfedezése, a Szaturnuszon egy óriási légköri vihar fényképezése stb. 1993 decemberében az Endeavour ûrrepülõgép felbocsátásának fõ célja a HST megjavítása volt. Összesen 5 "ûrséta" során lecserélték a meghibásodott giroszkópokat és napelemtáblákat, a WF/ PC kamerát olyannal váltották fel, amely kompenzálja a szférikus aberrációt (WFPC2), végül pedig a HSP mûszer helyére beszerelték a COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) korrekciós optikát, amely segített a másik három mûszer (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 jelentõsen megjavítani, a Hubble-állandó értékét meghatározni. Az Orion-ködben keletkezõ csillagokat fedeztek fel Bebizonyították, hogy távoli aktív galaxisok magjában hatalmas fekete lyukak vannak, amelyek körül az anyag nagy sebességgel áramlik. Az Ûrtávcsõ második "nagyjavítása" 1997-ben volt esedékes, így február 8. és 19 között a Discovery ûrrepülõgép teljes programját a HST-nek szentelte. A HST-t a megközelítés után robotkarral ragadták meg, majd rögzítették az ûrrepülõgéphez. A rögzítõ szerkezet egyben az ûrhajósok szerelõpultjaként is szolgált. A Discovery rakterében számos mûszer várakozott, közülük két nagyteljesítményû 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 megfigyelhetõ színképtartomány a közeli infravörössel egészült ki. A NICMOS, mely 2,5 µm hullámhosszig észlel, fõleg a csillagkeletkezés és a távoli galaxisok http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (36 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata vizsgálatához fontos. A berendezések behelyezése természetesen nem volt egyszerû. A HST-t ehhez elõbb meg kellett szabadítani számos mûszerétõl, többek között a "Goddard nagy felbontóképességû spektrográf"-ot (GHRS-t) és a "halvány objektum spektrográf"-ot (FOS-t) is el kellett távolítani. Kicserélték a "finom vezetõ szenzorok"-at (FGS-t) is. A szervizelést az elektronikai berendezések sem úszták meg. Kicserélték a napelemtáblák helyzetét szabályozó egységet és az adatrögzítõ berendezést, mely a korábbinál nagyobb kapacitása révén egyszerre képes a NICMOS, az STIS és a WFPC2 detektorok adatait

rögzíteni. Az Ûrteleszkóp keringési magassága az 1993-as javítás óta kb. 30 km-rel csökkent, a felsõlégkör fékezõ hatása miatt. Mivel a fékezõ hatás az elkövetkezõ években nõni fog, magasabb pályára állították a HST-t. Persze ez sem volt egyszerû Az Ûrteleszkóp napelemeinek ugyanis nem tett volna jót, ha a Discovery a fõ hajtómûvét használta volna a manõver során. A magasabb pályára így csak apránként, több szakaszban, a kisebb tolóerejû hajtómûvekkel lehetett felemelkedni. Az új keringési magasság 600 km, ami remélhetõleg elég lesz az 1999-re tervezett harmadik szervizelésig. Az ûrhajósok 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 hûtõ szilárd nitrogén kétszer olyan gyorsan szublimál mint ahogy számították. Ez lerövidíti a készülék élettartamát; a fõ baj azonban a készülék egyik

kamerájánál jelentkezett. Míg két kamera tökéletes képet adott, addig a harmadik életlent. A csillagok képei itt 0,7" átmérõjûek voltak Ez a Földön kitûnõ felbontásnak számítana, a HST-nek azonban sokkal jobbat kellene nyújtania. A hiba oka valószínûleg még a NICMOS-t építõ Bell Aerospace Technologies Corporation laboratóriumában keletkezett. Miután a szilárd nitrogén hûtõ a helyére került, tovább csökkentették a szerkezet hõmérsékletét, majd visszamelegítették a tervezett 58 K-es üzemelési szintre. A módszer célja eredetileg a hûtõrendszer élettartamának növelése volt. Azonban a párolgó nitrogén a tartály egyik végében összegyûlt, majd a felbocsátás után a vártnál jobban kitágult. Az így támadó feszültség az egyik kamera tartószerkezetét enyhén deformálta, ettõl lettek életlenek a képek. Végezetül célszerûnek tartom a HST-n jelenleg (1998. április hó) is üzemelõ mûszerek

összefoglalását: Faint Object Camera (FOC, "halvány objektum kamera") A HST-n a felbocsátáskor elhelyezett mûszer. Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2, "nagylátószögû bolygókamera 2") A WFPC2 kamera a WF/PC kamerát váltotta fel, az 1993-as elsõ szerviz során. Mivel a WF/ http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (37 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata PC kamera igen fontos szerepet játszott a HST programjában, a NASA még a HST felbocsátása elõtt úgy döntött, hogy készít egy második WFPC kamerát: a WFPC2-t. A tudományos célkitûzés: jó minõségû (fotometriailag és geometriailag pontos) képek készítése viszonylag széles látómezõvel ill. nagy felbontással, széles hullámhossztartományban (115 nm−1050 nm) A HST felbocsátásakor a WFPC2 építése még kezdeti stádiumban volt, így az Ûrteleszkóp fõtükre szférikus aberrációjának felfedezésekor a kamera készítõi

gyorsan felismerték, hogy a hibát magán a kamerán belül is korrigálhatják. Így a WFPC2 kamera már ennek figyelembevételével készült el, ezért − mint ahogy az késõbb kiderült − a leképezés során (kis hibáktól eltekintve) eléri azokat a képminõség paraméter-értékeket, amelyeket eredetileg a WF/PC-tõl vártak el. Konkrétan ez azt jelenti, hogy a csillagfénynek már 60 %-a esik egy 0,1" átmérõjû körön belül, a korábbi 15 %-kal ellentétben. (Ez persze feltételezi a távcsõ optikájának pontos beállítását is!) Azt mondhatjuk tehát, hogy a WF/PC lényegében a WFPC2 prototípusa volt; sok tekintetben a két mûszer nagyon hasonló. Fent említett eltérés (ti a WFPC2 már önmagában tartalmaz korrekciós optikát a szférikus aberrációra) mellett lényeges különbség még az is, hogy míg a WF/PC-nek 8 CCD-je volt (4 WFC, 4 PC) a WFPC2-höz csak 4 tartozik. A WFPC2 tehát valójában négy kamerából áll: 3 nagylátószögû

és 1 bolygókamera (PC1, WF2, WF3, WF4). Így minden kép három f/12,9-es és egy f/28,3-as képbõl tevõdik össze, sajátos "lépcsõs" alakú. Mind a négy kamerához 800× 800 pixeles CCD tartozik; a pixelméret 0,1" (WFC), ill. 0,046" (PC) A nagylátószögû kamerák elrendezése olyan, hogy a látómezejük "L" alakú, 2,5×2,5 ívperces. Kiválóan alkalmas galaxisok és galaxishalmazok megfigyelésére. A bolygókamera látómezeje csak 35"× 35", de a felbontása több mint kétszer jobb, mint a WFC-é. A Jupiter (maximálisan 47" átmérõ) kivételével az összes bolygóról tud teljes képet készíteni, de galaktikus és extragalaktikus objektumok megfigyelésére is alkalmas, ha nagy szögfelbontás és jó minõség a cél. Ezen kívül a WFPC2 (mint a HST "elsõdleges" mûszere) használható különbözõ célobjektumok megkereséséhez is. Említésre érdemes az is, hogy a vákuum UV-tartományban hosszú

expozíciós idejû, nagy felbontású, széles látószögû felvételeket lehet készíteni. Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS, "infravörös kamera és spektrométer") A közeli infravörös tartományban (0,8−2,5 µm) mûködõ mûszer. Legérzékenyebb 1,1−2,0 µm között. Három kamerája van, melyek egyidejûleg is üzemelhetnek, de egymástól teljesen függetlenül. Mindhárom kamerához tartozik egy 256×256 pixeles HgCdTe CCD, továbbá 19-féle szûrõ közül lehet választani. Az alábbi táblázat a három kamera (detektor) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (38 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata adatait tartalmazza: Pixelméret [ívmásodperc] Látómezõ [ívmásodperc] Diffrakcióhatárolt hullámhossz [nm] Egyéb lehetõség 1. kamera 0,043 11×11 10 Rövidhullámú polarizátor (0,8−1,3 µm) 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 µm között a WFPC2 kamerái nagyobb látómezõt (150"×150"; WFC) és jó felbontást (0,046" pixelméret; PC) biztosítanak. Azonban 1 µm körüli hullámhosszokon a NICMOS érzékenysége lényegesen jobb. Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS, "ûrteleszkóp-spektrográf") Az STIS szintén CCD-alapú leképezést tesz lehetõvé az ultraibolya és látható tartományban, maximálisan 28×51 ívmásodperces látómezõvel és 0,05 ívmásodperces pixelmérettel. Széleskörû spektroszkópiai lehetõségeivel mintegy kiegészíti a NICMOS-t a spektrum lefedésében. Az alábbi táblázat négy különbözõ rács használata esetén példázza az STIS spektroszkópikus paramétereit (NUV- és FUV-detektorokkal): Rács Résméret megnevezése [ívmásodperc] Hullámhossz- Maximális tartomány érzékenység [nm] [nm] Diszperzió (∆λ) [nm/ pixel]

Felbontóképesség (λ/2∆λ ) 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 http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (39 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 4.5 Infravörös A Földet érõ infravörös sugárzás nagy részét (30−300 µm) a földi légkör elnyeli. Ez a tartomány csak az ûrbõl vizsgálható. Az elsõ olyan mûhold, amelyet teljesen az infravörös csillagászat szolgálatába állítottak, az IRAS volt. 4.51 Az IRAS (WWW) Az IRAS az USA, Anglia és Hollandia közös projektje volt. A mûhold, 1983-as felbocsátását követõen 10 hónapon keresztül végzett megfigyeléseket a 12, 25, 60 és 100 µm-es hullámhosszokon. A mûködése alatt mintegy 250 000 pontszerû infravörös forrást fedezett fel, ennek alapján készítették el az "IRAS Sky Survey

Atlas"-t (ISSA). Az IRAS fõ mûszere egy f/9,6 Ritchey-Chrétien teleszkóp volt (f=5,5 m). A tükör berilliumból készült, folyékony hélium hûtéssel kb. 4 K-en üzemelt (Az infravörös megfigyelõeszközöknél fontos, hogy a detektorok minél alacsonyabb hõmérsékletûek legyenek.) 4.52 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 hûtést több mint 2 000 L szuperfolyékony hélium biztosítja, a teleszkóp hõmérsékletét 3−4 K-en, a detektorokét 2 K-en kell tartani. (A He éppen jelen szakdolgozat írásával egyidõben, 98. április elsõ 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 sebességû elektronok és protonok miatt). Naponta kb 16 órát tartózkodik az övön kívül, ekkor minden mûszere üzemelhet. Összehasonlításképpen: az ISO érzékenysége az IRAS-énak kb. százszorosa Az ISO fõ mûszere egy 60 cm átmérõjû, f/15 Ritchey-Chrétien teleszkóp. A detektorai 2,5 és 200 µm között érzékenyek: http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (40 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata ISOCAM (2,5−18 µm) Kamera és polariméter. Spektrális felbontása: 2≤R≤20 (szûrõktõl függõen) Felépítése: 32 ×32 pixeles detektor, 2 független csatornával: 2,5−5,5 µm, ill. 4−18 µm ISOPHOT (2,5−200 µm) Többfunkciós mûszer: többcsatornás fotopolariméter (3−110 µm), távoli infravörös-kamera (30−200 µm), spektrofotométer (2,5−12 µm). Felbontása: 1≤R≤15 (szûrõktõl függõen) Alkalmas nagyon hideg források

észlelésére, nagyfelbontású képek készítésére és gyors fotopolarimetriára. LWS (Long-Wavelength Spectrometer) 43,1−96,9 µm között érzékeny spektrométer. Spektrális felbontása közepes (150≤R≤200) vagy nagy (6 800≤R≤9 700; Fabry−Perot interferométerrel). SWS (Short-Wavelength Spectrometer) 2,38−45,2 µm között érzékeny spektrométer. Spektrális felbontása: 1 000≤R≤2 000 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). 4.53 SIRTF (WWW) A SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) a NASA 460 millió dollár költségvetésû projektje, melynek megvalósítására 2000 után kerül sor; ez lesz a negyedik nagy ûr-obszervatórium. (A felbocsátás tervezett idõpontja: 2001

decembere.) A mûhold "élettartama" kb 2,5 év lesz A felbocsátásához Delta-II hordozórakétát használnak, a mûhold tömege 750 kg. Mivel a SIRTF mûszereinek érzékenysége még az ISO-ét is meghaladja (kb. százszorosa lesz), 2−3 hét alatt annyi adatot tud majd gyûjteni, mint az IRAS a teljes üzemelése során. A SIRTF tudományos célkitûzései között az alábbiak szerepelnek: barna törpék és Naprendszeren kívüli bolygók keresése, aktív galaxismagok és Seyfert-galaxisok (melyek energiakibocsátása eléri http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (41 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata a kvazárokét) tanulmányozása, a korai Univerzum (távoli objektumok) megfigyelése, protoplanetáris és planetáris porkorongok felfedezése és tanulmányozása (a Vega és β Pictoris közeli csillagok körül már az IRAS is felfedezett születõben lévõ bolygókat). Ezen problémák vizsgálata alapján

megválaszolhatók lennének olyan lényeges kérdések, mint: − A galaxisok tömegének jelentõs része "sötét anyag" (1−5 % Naptömegnyi óriásbolygók, ún. barna törpék) formájában van-e jelen? − Milyen mechanizmus alapján mûködnek (energetikailag) az Univerzum legfényesebb objektumai? − Hogyan keletkeznek a galaxisok? − Milyen gyakoriak a bolygórendszerek a közeli csillagok körül? A SIRTF fõtükre f/12 Ritchey-Chrétien (f=10,2 m), átmérõje 85 cm. A teleszkóp anyaga berillium, tömege több mint 20 kg. Spektrális tartománya: 3−200 µm, látószöge 32 ívperc A tükör gyakorlatilag teljesen szférikus aberráció- és kómamentes leképezést tud biztosítani. A tükör hõmérsékletét folyékony hélium hûtéssel 5,5 K-en tartják, a detektorokét 3,5 K-en. A SIRTF megfigyelõ mûszerei: IRAC (Infrared Array Camera) 4-csatornás leképezõ 1 modulban. Technikai adatai: Detektor Felbontóképesség felépítése (R=λ/∆λ)

[pixelszám] Hullámhossz [µm] Detektor típusa 3,5 InSb 256×256 4,5 InSb 6,3 8,0 Látómezõ [ívperc] Pixelméret [ívmásodperc] 4 5,12×5,12 1,2 256×256 4 5,12×5,12 1,2 Si:As 256×256 4 5,12×5,12 1,2 Si:As 256×256 4 5,12×5,12 1,2 IRS (Infrared Spectrograph) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (42 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata 4 modulból áll, mindegyik tartalmaz egy infravörös detektort. Technikai adatai: Detektor Felbontóképesség felépítése (R=λ/∆λ) [pixelszám] Hullámhossz [µm] Detektor típusa 5−15 Si:As 96×128 10−20 Si:As 15−40 20−40 Látómezõ [ívperc] Pixelméret [ívmásodperc] 50 3,6×60 1,8 128×128 600 4,8×12,1 2,4 Si:Sb 128×128 50 9,7×90 4,8 Si:Sb 128×128 600 9,7×24,2 4,8 Látómezõ [ívperc] Pixelméret [ívmásodperc] MIPS (Multiband Imaging Photometer) Detektor Felbontóképesség felépítése (R=λ/∆λ)

[pixelszám] Hullámhossz [µm] Detektor típusa 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, melyekbõl 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 fejlõdése mögött lényegében négy mozgató erõ fedezhetõ 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 leképezõ eszközök (távcsövek) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (43 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata szögfelbontása a hullámhosszal egyenesen, az átmérõvel fordítottan arányos (1,22⋅λ/d a központi elhajlási korong átmérõje). 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 mérhetõ össze, s messze elmarad még a legkisebb optikai távcsöveké mögött is. (Nem így az érzékenység: a németországi Effelsbergben épült 100 m átmérõjû rádiótávcsõ, a világ legnagyobb mozgatható antennájának gyûjtõfelülete mellett eltörpül a legnagyobb optikai távcsõé is.) Ezek után meglepõen hangozhat az a kijelentés, hogy napjainkban messze a legjobb felbontóképességet a rádiócsillagászat nyújtja. Mivel a rádiótartományban a

légkör átlátszó, látszólag nincs szükség ûrtávcsövekre. Mégis, az egymással egy rendszerré egyesített rádiótávcsövek (VLBI, Very Long Baseline Interferometry; vö. 221 fejezet) felbontóképességének fokozása érdekében a bázisvonal további növelésére az egyetlen mód, ha az egyik távcsövet kihelyezzük a világûrbe (ûr-VLBI). További elõny az is, hogy a mm-es tartomány is hozzáférhetõvé 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 említhetõ a földi eredetû rádióinterferencia kiküszöbölésének lehetõsége az ûrcsillagászatban. Ez egyre inkább kényszerûséggé válik, mivel a nagyteljesítményû 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 http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (44 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata védett területnek a használatával rádiócsillagászati megfigyelésekhez. A nemzetközi holdbázis-tervekben szerepel nagyon érzékeny rádiótávcsövek elhelyezése a Hold túloldalán. Árnyékban lévõ, vagy tartósan alacsony hõmérsékletû mélyedésben nagy infravörös távcsõ elhelyezése is kívánatos lenne. Csillagászati obszervatórium kiépítésére a Holdon, a nemzetközi holdbázis építésének harmadik fázisában, valamikor 2010 után kerülhetne sor. A VSOP Az elsõ, teljes kiépítettségû ûr-VLBI rendszert a japán VSOP (VLBI Space Observatory

Programme) valósította meg (japán elnevezése: MUSES-B). 1997. február 12-én, fedélzetén egy 8 m átmérõjû 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 különbözõ frekvencián (22, 5 és 1,6 GHz) mûködik, és mintegy 40 földi VLBI-obszervatóriummal figyeli egyidejûleg, 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 elsõ 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 egyidõben, orosz irányítással egy másik ûr-VLBI-hold elõkészítõ munkái is folynak. A RADIOASTRON talán korábban is elkészülhetett volna, mint a VSOP, ha a pénzügyi feltételek ezt lehetõvé teszik. Mindenesetre elképzelhetõ, hogy még ebben az évtizedben pályára kerül a második ûr-VLBI-hold is. A RADIOASTRON tervezett pályája magasabb, mint japán társáé: igen elnyúlt ellipszis, lehetõvé téve csaknem 85 000 km hosszú bázisvonalakat is! Figyelembe véve a holdak néhány éves várható élettartamát, elvileg olyan VLBI-kísérlet is elképzelhetõ majd, amelyben egyszerre két, Föld körül keringõ 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 http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (45 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata legérdekesebb kérdése, hogy mi termeli azt a hihetetlen energiát a kvazárokban és az aktív galaxismagokban, amitõl olyan nagy távolságból is észlelhetõk. Az ûr-VLBI-vel elérhetõ 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 ûr-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 megfigyelõ eszközeinek világába. Részletesen

tárgyaltam a XX század végének legmodernebb technikáit ill. a légkörön túlra telepített távcsövek felépítését és mûködését Ennek kapcsán azt is bemutattam, hogy ezen eszközökkel milyen kutatásokat végeznek, mik a megfigyelések mögötti tudományos célkitûzések. Láthattuk, hogy a minden eddiginél pontosabb, részletesebb adatokat szolgáltató eszközök milyen fontosak alapvetõ elméletek alátámasztásához, meglévõ ismereteink kiterjesztéséhez. A tudomány nemcsak analizálja a modern csillagászat által felvetett kérdéseket, hanem egy sor elvileg új elképzelést alakított ki a Világegyetem szerkezetének és fejlõdésének elméletéhez. 6. Irodalomjegyzék Almár Iván: 1990, Csillagászat a légkörön túlról, ELTE jegyzet Almár Iván: 1998, Japán ûr-VLBI holdja, Meteor csillagászati évkönyv, 123−124. o Almár I.−Both E−Horváth A: 1996, SH atlasz Ûrtan http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (46 of

48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata Barcza Szabolcs: 1997, Elõzetes 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 ûrkísérlet 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 távcsõ világa, Gondolat Szabados László: 1998, Búcsú az IUE-tõl, 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

Internetrõl felhasznált anyagok jegyzéke: antwrp.gsfcnasagov (CGRO) asc.harvardedu (AXAF) astro.estecesanl (HIPPARCOS, XMM) http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (47 of 48)20060629 20:13:52 Ábrahám Ferenc szakdolgozata ech.hqesoorg (HST) isowww.estecnl (ISO) rosat.gsfcnasagov (ROSAT) sirtf.jplnasagov (SIRTF) www.esoorg (VLT) www.ipaccaltechedu (IRAS) Végezetül szeretnék köszönetet mondani témavezetõmnek, Dr. Szatmáry Károlynak, a szakdolgozat elkészítése során nyújtott segítségéért. http://astro.u-szegedhu/szakdolg/abrahamf/abrahamfhtml (48 of 48)20060629 20:13:52