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
88-89º.)
A maximális aper-
túra 84,5 cm, a fó-
kusztávolság 240 cm.
A tudományos műsze-
rek: 2 db. irányérzé-
keny proporcionális
számláló (gázösszeté-
tel: 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.
┌──────────┬───────┬──────────┬──────┐
│ Einstein │ ROSAT │ ASCA (*) │ AXAF │
┌──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Tükörátmérő [cm] │ 58 │ 84,5 │ 40/modul │ 120 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Fókusztávolság [m] │ 3,45 │ 2,4 │ 3,8 │ 10 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Felbontás [ívmásodperc] │ 4 │ 4 │ 75 │ 0,5 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Max. fókuszált energia [keV] │ 5 │ 2 │ 12 │ 10 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Tükörbevonat anyaga │ Ni │ Au │ Au │ Ir │
└──────────────────────────────┴──────────┴───────┴──────────┴──────┘
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 mý) 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. -100º 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).
A maximális aper-
túra 84,5 cm, a fó-
kusztávolság 240 cm.
A tudományos műsze-
rek: 2 db. irányérzé-
keny proporcionális
számláló (gázösszeté-
tel: 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.
┌──────────┬───────┬──────────┬──────┐
│ Einstein │ ROSAT │ ASCA (*) │ AXAF │
┌──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Tükörátmérő [cm] │ 58 │ 84,5 │ 40/modul │ 120 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Fókusztávolság [m] │ 3,45 │ 2,4 │ 3,8 │ 10 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Felbontás [ívmásodperc] │ 4 │ 4 │ 75 │ 0,5 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Max. fókuszált energia [keV] │ 5 │ 2 │ 12 │ 10 │
├──────────────────────────────┼──────────┼───────┼──────────┼──────┤
│ Tükörbevonat anyaga │ Ni │ Au │ Au │ Ir │
└──────────────────────────────┴──────────┴───────┴──────────┴──────┘
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 mý) 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. -100º 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).