Dimenzió #23

Valahol kinn az űrben...

(csillagászat, spektroszkópia, meteorészlelés)

                   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).
Google
 
Web iqdepo.hu
    © Copyright 1996-2021
    iqdepo / intelligence quotient designing power - digitális kultúrmisszió 1996 óta
    All rights reserved. Minden jog fenntartva.