4.4. LÁTHATÓ TARTOMÁNY (HIPPARCOS, HST) (Almár-Both-Horváth, 1996)
Az optikai asztrometria fő tudományos céljai:
▪ Egy nem rotáló csillagászati koordinátarendszer megalkotása, amelyre a
Naprendszer, illetve a Tejútrendszer égitestjeinek helyzete
vonatkoztatható. A rendszer egyben referencia-rendszerként is
használható a teljes elektromágneses színkép különböző tartományaiban
végrehajtott megfigyelésekhez.
▪ E koordinátarendszeren keresztül alapvető megfigyelési adatokat
szolgáltatni a csillagok fontos tulajdonságainak (fényesség, tömeg
stb.), térbeli eloszlásának és mozgásának tanulmányozásához.
Noha a csillagok asztrometriai paraméterei (pozíció, parallaxis,
sajátmozgás) alapvető jelentőségűek, a hozzájuk tartozó szögértékek
általában rendkívül kicsik, az ívmásodperc ezredrészében (mas) jelentkeznek,
ezért nagy pontosságú szögmérésekre van szükség. A földi obszervatóriumokban
a feltételek elég kedvezőtlenek: a légköri zavarok állandóan jelen vannak,
az égboltnak egyidejűleg csak kis része figyelhető meg, a távcső gravitációs
eredetű, illetve hőhatásra jelentkező elhajlásai zavarják a méréseket, és
nehézzé teszik a pozíciótól, ill. az időponttól függő paraméterek
elkülönítését. Mindez az utóbbi időben már gátolta a földi asztrometria
fejlődését. A világűrből végzett asztrometriai méréseknél e problémák nem
jelentkeznek.
4.4.1. HIPPARCOS (Almár-Both-Horváth, 1996; Barcza, 1997)
Elsőként az ESA bocsátott fel asztrometriai holdat HIPPARCOS néven
csillagok pozíciójának, parallaxisának és sajátmozgásának tömeges mérésére.
Az 1.095 kg-os holdat 1989. augusztus 8-án Kourou-ból (Francia Guyana)
indították (Ariane rakétával), de nem sikerült a tervezett geostacionárius
pályára állítani, hanem elnyúlt, átmeneti pályán rekedt. Folyamatos
működtetése érdekében programját átszervezték, és a pálya perigeumát 500 km
fölé emelték, hogy legalább 30 hónapig mérni tudjon. A keringési idő: 10 óra
40 perc.
Minthogy a HIPPARCOS 1993-ig (egyes giroszkópjainak meghibásodása
ellenére) kitűnően működött, a tervezett egyedülálló programot sikerült
teljes egészében megvalósítani. A végső cél egy rotációmentes,
"kváziinerciális" koordinátarendszer megvalósítása, amelynek rögzítése
extragalaktikus objektumokkal történik, rádiócsillagok, kvazárok közvetlen
megfigyelésével.
A HIPPARCOS hold fő feladata az volt, hogy 120.000 csillag pozíciójáról,
parallaxisáról és éves sajátmozgásáról olyan mérési adatokat szolgáltasson,
amelyek hibája nem haladja meg a 2 mas-t. (Csak érzékeltetésképpen: egy
teniszlabdát az Atlanti-óceán túlsó partjáról kb. 1 mas-os szög alatt
látnánk.) Mellékeredményként 400.000 csillag pozícióját és fényességét
kellett meghatároznia kisebb pontossággal (Tycho-program).
Főműszere egy 29 cm tükörátmérőjű Schmidt-távcső. Az eléje helyezett
tükör két részre van osztva, hogy két, egymástól 58º távolságban lévő, 0,9 *
0,9º területű látómező ké-
pét egyesítse a fókuszsík-
ban. A két látómező csilla-
gainak fényét 2.688 átlát-
szó, párhuzamos résből álló
szabályos rács modulálja. A
mérés elve a következő:
A hold két óra alatt
tesz meg egy fordulatot a
tengelye körül, ugyanakkor
a forgástengely is lassan
továbbvándorol. Ezáltal a
távcső többször végigpász-
táz az égen. A résrendszer
által modulált csillagfényt
a detektor egyenként re-
gisztrálja. Ugyanaz a csil-
lag többször is megjelenik a látómezőben, és helyzetét mindig más
csillagokéval mérik össze. Ily módon a relatív szögtávolságmérések
sokaságából kiegyenlítéses módszerekkel levezethető egy egységes
csillagkatalógus.
Mellékműszerként csillagérzékelők szolgálnak a hold pillanatnyi
helyzetének pontos meghatározására, közben asztrometriai feladatot is
végeznek, amennyiben a beépített fotométerekkel együtt meghatározzák a már
említett 400.000 csillag közelítő helyzetét, fényességét és színét. A
megfigyelési programban a csillagokon kívül szerepelt még mintegy 50
kisbolygó és több hold is. Kettőscsillagok felfedezésére, és
változócsillagok fénygörbéinek meghatározására szintén sor került.
A HIPPARCOS legfontosabb eredménye azonban az, hogy a 25 pc-nél közelebbi
csillagok számából következtetve sokkal több csillagot kellett volna találni
100 pc-en belül, mint amennyit sikerült. A mérések szerint a Naptól mért
25-70 pc-en belül feleannyi csillag van, mint amennyi (feltételezve, hogy a
csillagsűrűség egyenletes) a közeli csillagok számából következne: a hiány
számszerűen mintegy 10.000
csillag. Megerősítést nyert
tehát az, amit földi távcsö-
vekkel végzett megfigyelések-
ből már jó 50 éve sejtenek a
csillagászok: valamiféle
csillagsűrűsödés van a kör-
nyezetünkben, amit egy időben
sokan még nyílthalmaznak is
gondoltak.
4.4.2. Hubble Space Telescope
(Almár, 1990; Almár-Both-
Horváth 1996; Kereszturi,
1998; WWW)
A látható fény tartományában az első űrtávcső az E. P. Hubble-ről
elnevezett amerikai Space Telescope (HST). A megvalósítás költségei elérték
a másfél milliárd dollárt.
A NASA 1971-ben kezdte meg a Space Telescope tervezését. A terveket 1977
végén hagyták jóvá, és a főtükröt már 1983-ban leszállította a Perkin-Elmer
cég. Az indítást 1986 tavaszára tervezték, de a Challenger katasztrófája
miatt el kellett halasztani. Az űrtávcső felbocsátására végül 1990. április
25-én került sor, amikor is a Discovery űrrepülőgép robotkarja 615 km magas
körpályára helyezte. A választott pálya szorosan összefügg az űrrepülőgépek
lehetőségeivel. Ilyen alacsony pálya természetesen nem előnyös a parancsadás
és adattovábbítás szempontjából; míg a geostacionárius pályán keringő
holddal egyetlen földi állomásról biztosítani lehet a folyamatos
kapcsolatot, addig a HST estében ehhez egy egész sor földi állomás kellene.
Csillagászati megfigyelésekhez évtizedekig működtetni egy ilyen költséges
követőhálózatot elképzelhetetlen. A HST-vel nyerhető információ mennyisége
viszont több annál, mint amennyit hosszabb ideig egy fedélzeti memóriában
gyűjteni, majd viszonylag rövid közvetítések során a követőállomásra
lesugározni lehetséges. A HST folyamatos működtetése, az 1 Mbit/s-os
adatforgalom megköveteli a parancsok és eredmények folyamatos átjátszását
nagy teljesítményű geostacionárius közvetítőholdakkal az irányítóközpont és
a hold között. Ennek a TDRS nevű közvetítőhold-rendszernek a kiépítése a HST
felbocsátásának egyik alapfeltétele volt. Miután az első TDRS hold pályára
állítása nem sikerült, majd a Challenger-katasztrófa után két és fél évig
szüneteltek a repülések, 1989 elejéig kellett várni a TDRS-rendszer
kiépülésére, három közvetítőhold pályára állítására.
A működtetés másik alapfeltétele, vagyis a feladatorientált földi központ
kiépítése könnyebben megoldható feladatnak bizonyult. Már 1980-ban megnyílt
Baltimore-ban (USA) a Space Telescope Science Institute (STScI), melynek
feladata a működtetés, parancsadás, adatgyűjtés, az adatok archiválása és
részben feldolgozása. Ugyanakkor Nyugat-Európa is létrehozta a megfelelő
intézményt München mellett. (A NASA mellett a HST megvalósításában részt
vett az ESA (European Space Agency) is: elkészítette a FOC műszert és a
napelemtáblákat, továbbá szakemberei bekapcsolódtak az STScI munkájába.
Mindezért az ESA a HST észlelési idejének 15%-a fölött rendelkezett.)
A HST alapméreteit megszabja az űrrepülőgépben rendelkezésre álló
csomagtér. Hossza 13,1 m, átmérője 4,3 m, össztömege 12,3 t. A méretkorlát
2,4 m-es tükörátmérőt tett lehetővé. A tükör f/24 nyílásviszonyú Ritchey-
Chrétien-Cassegrain optika (f = 57,6 m). Alapanyaga a Corning gyár rendkívül
kis hőtágulású üvege, melyből két nagy korongot készítettek, és ezeket egy
rácsozat két oldalára ragasztották. Az így kapott, belül üres test egyik
oldalkorongját csiszolták és polírozták a kívánt alakra. A két korongot
borítópalásttal tették merevvé és mérettartóvá (a tükör tömege csak 829 kg).
Az alumíniumozás során a tükröt percenként ötször körbeforgatták, hogy a
tükröző bevonat vastagsága egyenletes legyen. Végül a tükröt 0,15 mm vastag
magnéziumfluorid-bevonattal (védőréteg) látták el, ezért a látható fényhez
csatlakozó ultraibolya és infravörös tartományokban (115 nm-től 1.000 nm
hullámhosszig) is érzékeny. A 30 cm-es segédtükör távolsága a főtükörtől 5
m. A teljes látómező 14', lépték a fókuszsíkban 3,6"/mm, a szögfelbontás
határa 633 nm-nél 0,066", míg 125 nm-nél 0,013".
Fontos újítást jelentett a légkörön túli csillagászatban, hogy a HST-t
eleve modulokból szerelték össze oly módon, hogy időről-időre a világűrben
javítható, karbantartható legyen. Az eredetileg tervezett élettartam 15 év,
vagyis észleléseit folytatni fogja a jövő évszázadban is.
A viszonylag alacsony pálya több szempontból korlátozza a
megfigyeléseket. Egyrészt a Föld eltakarja az égbolt jelentős részét,
másrészt az elektronikát a Dél-Atlanti anomália is megzavarja (ilyenkor az
észlelést fel kell függeszteni a megnövekedett sugárzási szint miatt).
Korlátot jelent az is, hogy a Nap, a Hold és a Föld fénye nem juthat
közvetlenül a halvány égitestek észlelésére beállított távcsőbe. Szünetel a
megfigyelés, valahányszor a Nap 50º-nál, a Hold 15º-nál, a Föld középpontja
70º-nál közelebb kerül a távcső irányához. E korlátok miatt a 95 perces
keringési időből átlagosan kevesebb mint 40 perc használható
megfigyelésekre.
Az energiát az ESA 50 mý felületű, 4 kW teljesítményű napelemtáblái
biztosítják. A távcsövet kiszolgáló elektronika körülveszi a főtükröt. Ezt
az elrendezést az indokolja, hogy a távcsőrendszer javítására érkező
űrhajósok könnyen hozzáférhessenek a legkényesebb alkatrészekhez is. Mivel
ez a berendezés is modulrendszerű, a meghibásodott egység egyszerűen
kicserélhető. A pontos orientálás feladatát összetett rendszer biztosítja. A
közelítő pozícióra állás giroszkópokkal történik, majd a főtükörtől
független "fix csillagkövető" fényes csillagok segítségével mintegy 1'
pontosságú beállást hajt végre. A pontos beállítás "finom vezető
szenzorokkal" (FGS) történik. Két 14,5m-nál fényesebb vezetőcsillagot
választ a referenciacsillagok előre megadott katalógusából, és 0,01"
pontosság esetén a jelek interferometrikus elemzésével hozza létre a vezetés
0,007"-nél kisebb hibáját. (Mivel a 0,01"-nyi kiinduló pontosság általában
nem biztosítható, maga az FGS-rendszer segít a katalógus pontosításában. Az
említett kiindulási katalógus 20 millió égitest pozícióját tartalmazza,
1,5"-nél kisebb hibával, valamint 6.000 vezetőcsillag fényességét 0,4m
pontossággal.)
A HST induláskor a következő tudományos műszerekkel rendelkezett: ˙˙˙
▪ A központi WF/PC kamera, amely kétféle üzemmódban működhetett. A
széleslátószögű (wide-field) kamera (f/12,9) 2,63 * 2,63 ívperces
látómezővel és erősebb nagyítással, de csak 0,1" felbontással, 10 -
28,5 m között; illetve a planetáris kamera (f/30), 68" * 68"
látómezővel és 0,043" felbontással. Érzékeny 115 - 1.100 nm között, 9
- 28 m tartományban. Négy 800 * 800 képelemes CCD-érzékelője elé
objektív rács, vagy 48 féle szűrő kerülhetett. Fotometriai pontossága
1% volt. A 28 m eléréséhez 1 órás expozíciós idő kellett. (Az 1993-as
első szerviz során kicserélték.)
▪ Az ESA által fejlesztett Faint Object Camera (FOC, "halvány objektum
kamera"; jelenleg is üzemel). Szintén összetett műszer, mely már az
egyik külső szegmenst hasznosítja. Méretei: 0,9 * 0,9 * 2,2 m, tömege
320 kg. Működés 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 távcső teljes felbontóképességét, sőt, a
fényútba helyezhető optikai elemekkel f/288 gyújtótávolság is
létrehozható, ami még 125 nm körül is megközelíti a diffrakciós határt
(a pixelméret 0,007"). A látómező csak 11" * 11", ill. 4" * 4". Az
f/96 kamera a fényútba helyezhető maszk révén koronográfszerűen is
használható fényes csillagok halvány kísérőinek tanulmányozására. A
másik, f/48-as változat résspektrográfként alkalmazható R = 1.000
felbontással. A látómező 22" * 22". A detektálás TV-rendszerű, mely a
fotonok beérkezésekor létrejövő felvillanásokat regisztrálja. A
fényútba sokféle szűrő és prizma helyezhető. A mintegy 10 órás
expozícióval elérhető határmagnitúdó: 28 m.
▪ A Faint Object Spectrograph (FOS, "halvány objektum spektrográf")
közepes felbontású, de érzékeny műszer, mely nagyon halvány égitestek
színképének elemzésére szolgált (115-850 nm, 19 - 26 m). Konkáv
ráccsal és prizmával működött. Gyors időbeli változások felismerésére
(időfelbontása 10 ms) és polarimetriára is alkalmas volt. (Az 1997-es
második szerviz során eltávolították).
▪ A Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS, Goddard nagy
felbontóképességű spektrográf) rekordfelbontású ultraibolya
színképeket (115-320 nm) készített fényesebb égitestekről. A
legfényesebb csillagokra (11m-ig) a felbontás eléri a 0,003 nm-t, de
még 17m-nál is 0,15 nm. A közeli UV-tartományban a műszer érzékenysége
százszor jobb az IUE távcsőénél. (Az 1997-es második szerviz során
leszerelték.)
▪ A High Speed Photometer (HSP, "nagysebességű fotométer") feladata nagy
időfelbontású fotometria (115-700 nm között, 0,1 %-os pontossággal, 24
magnitúdóig; a maximális időfelbontás 16 ms), továbbá polarimetria a
közeli UV-tartományban. (Az 1993-as első szerviz során távolították
el.)
▪ Külön kell tárgyalni a már említett Fine Guidance System (FGS, "finom
vezető szenzorok") segítségével végzett asztrometriai kutatásokat. A
három FGS berendezés közül kettő kell a vezetéshez, a harmadik FGS,
mint detektorral kiegészített optikai rendszer, számítógép-vezérléssel
a látómező csillagainak relatív pozícióját méri a rávezetésnél
használt csillaghoz képest. A három műszer a távcsőtükör legkülső
szegmenseit hasznosítja. Mindegyik szenzor 70'-nyi látómezőt fog át,
melyen belül egy-egy forgó tükör bármely csillagot az interferométer
apertúrájába vetítheti. A forgótükör helyzete szolgáltatja az égitest
durva pozícióját a látómezőn belül; az interferométer mérései a finom
hibajelet. A rendszer 0,002" relatív pontosságú pozíciókat ad a
látómezőn 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
meghatározására, ill. céljai közt szerepelt kettőscsillag-rendszerek
relatív mozgásának tanulmányozása, és távoli csillagok
bolygórendszereinek felfedezése is. A HST asztrometriai alkalmazásait
a főtükör (alább említendő) hibája nem befolyásolta. Fontos lehetőség,
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 távcső leképezése
hibás, a felvételeket jelentős szférikus aberrációs hiba terheli: a főtükör
közepéről visszaverődő sugarak fókuszpontja másutt van, mint a tükör
pereméről érkező sugaraké. A tükör hibás csiszolása miatt olyan hiperboloid-
felület jött létre, amelynek pereme az előírtnál 2 ćm-rel mélyebbre került.
A tükör alakjának ellenőrzésekor az optikai nullkorrektor nevű műszert
hibásan használták. A hiba következtében a csillagfény nem koncentrálódik
eléggé, az égitestek képét elmosódott "halo" veszi körül, amely azonban
számítógépes eljárással többé-kevésbé kiküszöbölhető. A súlyos hiba végső
soron nem korlátozta a nagy szögfelbontást és a színképelemzők működését,
viszont nem tette lehetővé a nagy érzékenység kihasználását, halvány
objektumok megfigyelését.
A felbocsátást követő években további hibák is jelentkeztek: valahányszor
a HST belépett a Föld árnyékába, vagy kilépett onnan, a napelemtáblák
beremegtek, és a vibráció zavarta a távcső működését. A beállítást szolgáló
6 giroszkóp közül 3 meghibásodott, és ez már veszélyeztette a HST
programját. Ennek ellenére az első másfél évben 900 csillagászati célpontról
1 900 megfigyelés született, köztük olyanok, mint a Plútó-Charon rendszer
felbontása, az SN 1987A szupernóva körüli gázgyűrű felfedezése, a
Szaturnuszon egy óriási légköri vihar fényképezése stb.
1993 decemberében az
Endeavour űrrepülőgép fel-
bocsátásának fő célja a
HST megjavítása volt. Ösz-
szesen 5 "űrséta" során
lecserélték a meghibáso-
dott giroszkópokat és nap-
elemtáblákat, a WF/PC ka-
merát olyannal váltották
fel, amely kompenzálja a
szférikus aberrációt
(WFPC2), végül pedig a HSP
műszer helyére beszerelték
a COSTAR (Corrective Op-
tics Space Telescope Axial
Replacement) korrekciós
optikát, amely segített a másik három műszer (FOC, FOS, GHRS) látásának
megjavításában. A fedélzeti számítógép memóriáját is megjavították.
1994. február óta a HST már kifogástalan eredményeket szolgáltatott.
Többek között sikerült egy a Virgo-halmazhoz tartozó, távoli extragalaxist
csillagokra bontva cefeidák fényváltozásainak mérésével a kozmikus
távolságskálát jelentősen megjavítani, a Hubble-állandó értékét
meghatározni. Az Orion-ködben keletkező csillagokat fedeztek fel.
Bebizonyították, hogy távoli aktív galaxisok magjában hatalmas fekete lyukak
vannak, amelyek körül az anyag nagy sebességgel áramlik.
Az Űrtávcső második "nagyjavítása" 1997-ben volt esedékes, így február 8.
és 19. között a Discovery űrrepülőgép teljes programját a HST-nek szentelte.
A HST-t a megközelítés után robotkarral ragadták meg, majd rögzítették az
űrrepülőgéphez. A rögzítő szerkezet egyben az űrhajósok szerelőpultjaként is
szolgált. A Discovery rakterében számos műszer várakozott, közülük két
nagyteljesítményű detektor a legfontosabb. Az egyik a NICMOS (Near Infrared
Camera and MultiObject Spectrometer) infravörös kamera és spektrométer, mely
egyszerre több objektumot is megfigyelhet; a másik az STIS (Space Telescope
Imaging Spectrograph) spektrográf. Az újítások révén a megfigyelhető
színképtartomány a közeli infravörössel egészült ki. A NICMOS, mely 2,5 mm
hullámhosszig észlel, főleg a csillagkeletkezés és a távoli galaxisok
vizsgálatához fontos.
A berendezések behelyezése természetesen nem volt egyszerű. A HST-t ehhez
előbb meg kellett szabadítani számos műszerétől, többek között a "Goddard
nagy felbontóképességű spektrográf"-ot (GHRS-t) és a "halvány objektum
spektrográf"-ot (FOS-t) is el kellett távolítani. Kicserélték a "finom
vezető szenzorok"-at (FGS-t) is. A szervizelést az elektronikai berendezések
sem úszták meg. Kicserélték a napelemtáblák helyzetét szabályozó egységet és
az adatrögzítő berendezést, mely a korábbinál nagyobb kapacitása révén
egyszerre képes a NICMOS, az STIS és a WFPC2 detektorok adatait rögzíteni.
Az Űrteleszkóp keringési magassága az 1993-as javítás óta kb. 30 km-rel
csökkent, a felsőlégkör fékező hatása miatt. Mivel a fékező hatás az
elkövetkező években nőni fog, magasabb pályára állították a HST-t. Persze ez
sem volt egyszerű. Az Űrteleszkóp napelemeinek ugyanis nem tett volna jót,
ha a Discovery a fő hajtóművét használta volna a manőver során. A magasabb
pályára így csak apránként, több szakaszban, a kisebb tolóerejű
hajtóművekkel lehetett felemelkedni. Az új keringési magasság 600 km, ami
remélhetőleg elég lesz az 1999-re tervezett harmadik szervizelésig.
Az űrhajósok 1997. február 19-én hagyták magára a HST-t. Mint azt már
megszokhattuk, két héttel a visszatérés után újabb probléma jelentkezett.
Kiderült, hogy a NICMOS-t hűtő szilárd nitrogén kétszer olyan gyorsan
szublimál mint ahogy számították. Ez lerövidíti a készülék élettartamát; a
fő baj azonban a készülék egyik kamerájánál jelentkezett. Míg két kamera
tökéletes képet adott, addig a harmadik életlent. A csillagok képei itt 0,7"
átmérőjűek voltak. Ez a Földön kitűnő felbontásnak számítana, a HST-nek
azonban sokkal jobbat kellene nyújtania. A hiba oka valószínűleg még a
NICMOS-t építő Bell Aerospace Technologies Corporation laboratóriumában
keletkezett. Miután a szilárd nitrogén hűtő a helyére került, tovább
csökkentették a szerkezet hőmérsékletét, majd visszamelegítették a tervezett
58 K-es üzemelési szintre. A módszer célja eredetileg a hűtőrendszer
élettartamának növelése volt. Azonban a párolgó nitrogén a tartály egyik
végében összegyűlt, majd a felbocsátás után a vártnál jobban kitágult. Az
így támadó feszültség az egyik kamera tartószerkezetét enyhén deformálta,
ettől lettek életlenek a képek.
Végezetül célszerűnek tartom a HST-n jelenleg (1998. április hó) is
üzemelő műszerek összefoglalását:
▪ Faint Object Camera (FOC, "halvány objektum kamera")
A HST-n a felbocsátáskor elhelyezett műszer.
˙˙˙
▪ Wide Field & Planetary Camera 2 (WFPC2, "nagylátószögű bolygókamera 2")
A WFPC2 kamera a WF/PC kamerát váltotta fel, az 1993-as első szerviz
során. Mivel a WF/PC kamera igen fontos szerepet játszott a HST
programjában, a NASA még a HST felbocsátása előtt úgy döntött, hogy
készít egy második WFPC kamerát: a WFPC2-t. A tudományos célkitűzés: jó
minőségű (fotometriailag és geometriailag pontos) képek készítése
viszonylag széles látómezővel ill. nagy felbontással, széles hullámhossz-
tartományban (115 nm - 1050 nm). A HST felbocsátásakor a WFPC2 építése
még kezdeti stádiumban volt, így az Űrteleszkóp főtükre szférikus
aberrációjának felfedezésekor a kamera készítői gyorsan felismerték, hogy
a hibát magán a kamerán belül is korrigálhatják. Így a WFPC2 kamera már
ennek figyelembevételével készült el, ezért - mint ahogy az később
kiderült - a leképezés során (kis hibáktól eltekintve) eléri azokat a
képminőség paraméter-értékeket, amelyeket eredetileg a WF/PC-től vártak
el. Konkrétan ez azt jelenti, hogy a csillagfénynek már 60%-a esik egy
0,1" átmérőjű körön belül, a korábbi 15%-kal ellentétben. (Ez persze
feltételezi a távcső optikájának pontos beállítását is!)
Azt mondhatjuk tehát, hogy a WF/PC lényegében a WFPC2 prototípusa volt;
sok tekintetben a két műszer 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 nagylátószögű és 1 bolygókamera (PC1, WF2, WF3, WF4).
Így minden kép három f/12,9-es és egy f/28,3-as képből tevődik össze,
sajátos "lépcsős" alakú. Mind a négy kamerához 800 * 800 pixeles CCD
tartozik; a pixelméret 0,1" (WFC), ill. 0,046" (PC). A nagylátószögű
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" átmérő)
kivételével az összes bolygóról tud teljes képet készíteni, de galaktikus
és extragalaktikus objektumok megfigyelésére is alkalmas, ha nagy
szögfelbontás és jó minőség a cél.
Ezen kívül a WFPC2 (mint a HST "elsődleges" műszere) használható
különböző cél-objektumok megkereséséhez is. Említésre érdemes az is, hogy
a vákuum UV-tartományban hosszú expozíciós idejű, nagy felbontású, széles
látószögű felvételeket lehet készíteni.
▪ Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS, "infravörös
kamera és spektrométer")
A közeli infravörös tartományban (0,8 - 2,5 ćm) működő műszer.
Legérzékenyebb 1,1 - 2,0 ćm között. Három kamerája van, melyek
egyidejűleg is üzemelhetnek, de egymástól teljesen függetlenül. Mindhárom
kamerához tartozik egy 256 * 256 pixeles HgCdTe CCD, továbbá 19-féle
szűrő közül lehet választani. Az alábbi táblázat a három kamera
(detektor) adatait tartalmazza:
┌────────────────┬─────────────┬────────────────┐
│ 1. kamera │ 2. kamera │ 3. kamera │
┌──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Pixelméret [ívmásodperc] │ 0,043 │ 0,075 │ 0,2 │
├──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Látómező [ívmásodperc] │ 11 * 11 │ 19,2 * 19,2 │ 51,2 * 51,2 │
├──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Diffrakcióhatárolt │ 10 │ 17,5 │ │
│ hullámhossz [nm] │ │ │ │
├──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Egyéb lehetőség │ Rövidhullámú │ 0,3" sugarú │ Többobjektumos │
│ │ polarizátor │ koronográf │ spektroszkópia │
│ │ (0,8 - 1,3 ćm) │ │ │
└──────────────────────────┴────────────────┴─────────────┴────────────────┘
Összehasonlítva a WFPC2-vel:
0,8-1,0 ćm között a WFPC2 kamerái nagyobb látómezőt (150" * 150"; WFC) és
jó felbontást (0,046" pixelméret; PC) biztosítanak. Azonban 1 ćm körüli
hullámhosszokon a NICMOS érzékenysége lényegesen jobb. ˙˙˙
▪ Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS, "űrteleszkóp-spektrográf")
Az STIS szintén CCD-alapú leképezést tesz lehetővé az ultraibolya és
látható tartományban, maximálisan 28 * 51 ívmásodperces látómezővel és
0,05 ívmásodperces pixelmérettel. Széleskörű spektroszkópiai
lehetőségeivel mintegy kiegészíti a NICMOS-t a spektrum lefedésében. Az
alábbi táblázat négy különböző rács használata esetén példázza az STIS
spektroszkópikus paramétereit (NUV- és FUV-detektorokkal):
┌────────────────────────────┬───────────┬───────────┬──────────┬──────────┐
│Rács megnevezése │ X230M │ X230H │ X140M │ X140H │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Résméret [ívmásodperc] │ 0,05 * 29 │ 0,09 * 29 │ 0,2 * 29 │ 0,05 * 31│
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Hullámhossz-tartomány [nm] │ 165-310 │ 165-310 │ 115-170 │ 115-170 │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Maximális érzékenység [nm] │ 250 │ 255 │ 130 │ 135 │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Diszperzió (Dl) [nm/pixel] │ 0,079 │ 0,027 │ 0,061 │ 0,020 │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Felbontóképesség (l/2Dl ) │ 1045-1960 │ 3055-5740 │ 940-1395 │ 2875-4250│
└────────────────────────────┴───────────┴───────────┴──────────┴──────────┘
0,9º területű látómező ké-
pét egyesítse a fókuszsík-
ban. A két látómező csilla-
gainak fényét 2.688 átlát-
szó, párhuzamos résből álló
szabályos rács modulálja. A
mérés elve a következő:
A hold két óra alatt
tesz meg egy fordulatot a
tengelye körül, ugyanakkor
a forgástengely is lassan
továbbvándorol. Ezáltal a
távcső többször végigpász-
táz az égen. A résrendszer
által modulált csillagfényt
a detektor egyenként re-
gisztrálja. Ugyanaz a csil-
lag többször is megjelenik a látómezőben, és helyzetét mindig más
csillagokéval mérik össze. Ily módon a relatív szögtávolságmérések
sokaságából kiegyenlítéses módszerekkel levezethető egy egységes
csillagkatalógus.
Mellékműszerként csillagérzékelők szolgálnak a hold pillanatnyi
helyzetének pontos meghatározására, közben asztrometriai feladatot is
végeznek, amennyiben a beépített fotométerekkel együtt meghatározzák a már
említett 400.000 csillag közelítő helyzetét, fényességét és színét. A
megfigyelési programban a csillagokon kívül szerepelt még mintegy 50
kisbolygó és több hold is. Kettőscsillagok felfedezésére, és
változócsillagok fénygörbéinek meghatározására szintén sor került.
A HIPPARCOS legfontosabb eredménye azonban az, hogy a 25 pc-nél közelebbi
csillagok számából következtetve sokkal több csillagot kellett volna találni
100 pc-en belül, mint amennyit sikerült. A mérések szerint a Naptól mért
25-70 pc-en belül feleannyi csillag van, mint amennyi (feltételezve, hogy a
csillagsűrűség egyenletes) a közeli csillagok számából következne: a hiány
számszerűen mintegy 10.000
csillag. Megerősítést nyert
tehát az, amit földi távcsö-
vekkel végzett megfigyelések-
ből már jó 50 éve sejtenek a
csillagászok: valamiféle
csillagsűrűsödés van a kör-
nyezetünkben, amit egy időben
sokan még nyílthalmaznak is
gondoltak.
4.4.2. Hubble Space Telescope
(Almár, 1990; Almár-Both-
Horváth 1996; Kereszturi,
1998; WWW)
A látható fény tartományában az első űrtávcső az E. P. Hubble-ről
elnevezett amerikai Space Telescope (HST). A megvalósítás költségei elérték
a másfél milliárd dollárt.
A NASA 1971-ben kezdte meg a Space Telescope tervezését. A terveket 1977
végén hagyták jóvá, és a főtükröt már 1983-ban leszállította a Perkin-Elmer
cég. Az indítást 1986 tavaszára tervezték, de a Challenger katasztrófája
miatt el kellett halasztani. Az űrtávcső felbocsátására végül 1990. április
25-én került sor, amikor is a Discovery űrrepülőgép robotkarja 615 km magas
körpályára helyezte. A választott pálya szorosan összefügg az űrrepülőgépek
lehetőségeivel. Ilyen alacsony pálya természetesen nem előnyös a parancsadás
és adattovábbítás szempontjából; míg a geostacionárius pályán keringő
holddal egyetlen földi állomásról biztosítani lehet a folyamatos
kapcsolatot, addig a HST estében ehhez egy egész sor földi állomás kellene.
Csillagászati megfigyelésekhez évtizedekig működtetni egy ilyen költséges
követőhálózatot elképzelhetetlen. A HST-vel nyerhető információ mennyisége
viszont több annál, mint amennyit hosszabb ideig egy fedélzeti memóriában
gyűjteni, majd viszonylag rövid közvetítések során a követőállomásra
lesugározni lehetséges. A HST folyamatos működtetése, az 1 Mbit/s-os
adatforgalom megköveteli a parancsok és eredmények folyamatos átjátszását
nagy teljesítményű geostacionárius közvetítőholdakkal az irányítóközpont és
a hold között. Ennek a TDRS nevű közvetítőhold-rendszernek a kiépítése a HST
felbocsátásának egyik alapfeltétele volt. Miután az első TDRS hold pályára
állítása nem sikerült, majd a Challenger-katasztrófa után két és fél évig
szüneteltek a repülések, 1989 elejéig kellett várni a TDRS-rendszer
kiépülésére, három közvetítőhold pályára állítására.
A működtetés másik alapfeltétele, vagyis a feladatorientált földi központ
kiépítése könnyebben megoldható feladatnak bizonyult. Már 1980-ban megnyílt
Baltimore-ban (USA) a Space Telescope Science Institute (STScI), melynek
feladata a működtetés, parancsadás, adatgyűjtés, az adatok archiválása és
részben feldolgozása. Ugyanakkor Nyugat-Európa is létrehozta a megfelelő
intézményt München mellett. (A NASA mellett a HST megvalósításában részt
vett az ESA (European Space Agency) is: elkészítette a FOC műszert és a
napelemtáblákat, továbbá szakemberei bekapcsolódtak az STScI munkájába.
Mindezért az ESA a HST észlelési idejének 15%-a fölött rendelkezett.)
A HST alapméreteit megszabja az űrrepülőgépben rendelkezésre álló
csomagtér. Hossza 13,1 m, átmérője 4,3 m, össztömege 12,3 t. A méretkorlát
2,4 m-es tükörátmérőt tett lehetővé. A tükör f/24 nyílásviszonyú Ritchey-
Chrétien-Cassegrain optika (f = 57,6 m). Alapanyaga a Corning gyár rendkívül
kis hőtágulású üvege, melyből két nagy korongot készítettek, és ezeket egy
rácsozat két oldalára ragasztották. Az így kapott, belül üres test egyik
oldalkorongját csiszolták és polírozták a kívánt alakra. A két korongot
borítópalásttal tették merevvé és mérettartóvá (a tükör tömege csak 829 kg).
Az alumíniumozás során a tükröt percenként ötször körbeforgatták, hogy a
tükröző bevonat vastagsága egyenletes legyen. Végül a tükröt 0,15 mm vastag
magnéziumfluorid-bevonattal (védőréteg) látták el, ezért a látható fényhez
csatlakozó ultraibolya és infravörös tartományokban (115 nm-től 1.000 nm
hullámhosszig) is érzékeny. A 30 cm-es segédtükör távolsága a főtükörtől 5
m. A teljes látómező 14', lépték a fókuszsíkban 3,6"/mm, a szögfelbontás
határa 633 nm-nél 0,066", míg 125 nm-nél 0,013".
Fontos újítást jelentett a légkörön túli csillagászatban, hogy a HST-t
eleve modulokból szerelték össze oly módon, hogy időről-időre a világűrben
javítható, karbantartható legyen. Az eredetileg tervezett élettartam 15 év,
vagyis észleléseit folytatni fogja a jövő évszázadban is.
A viszonylag alacsony pálya több szempontból korlátozza a
megfigyeléseket. Egyrészt a Föld eltakarja az égbolt jelentős részét,
másrészt az elektronikát a Dél-Atlanti anomália is megzavarja (ilyenkor az
észlelést fel kell függeszteni a megnövekedett sugárzási szint miatt).
Korlátot jelent az is, hogy a Nap, a Hold és a Föld fénye nem juthat
közvetlenül a halvány égitestek észlelésére beállított távcsőbe. Szünetel a
megfigyelés, valahányszor a Nap 50º-nál, a Hold 15º-nál, a Föld középpontja
70º-nál közelebb kerül a távcső irányához. E korlátok miatt a 95 perces
keringési időből átlagosan kevesebb mint 40 perc használható
megfigyelésekre.
Az energiát az ESA 50 mý felületű, 4 kW teljesítményű napelemtáblái
biztosítják. A távcsövet kiszolgáló elektronika körülveszi a főtükröt. Ezt
az elrendezést az indokolja, hogy a távcsőrendszer javítására érkező
űrhajósok könnyen hozzáférhessenek a legkényesebb alkatrészekhez is. Mivel
ez a berendezés is modulrendszerű, a meghibásodott egység egyszerűen
kicserélhető. A pontos orientálás feladatát összetett rendszer biztosítja. A
közelítő pozícióra állás giroszkópokkal történik, majd a főtükörtől
független "fix csillagkövető" fényes csillagok segítségével mintegy 1'
pontosságú beállást hajt végre. A pontos beállítás "finom vezető
szenzorokkal" (FGS) történik. Két 14,5m-nál fényesebb vezetőcsillagot
választ a referenciacsillagok előre megadott katalógusából, és 0,01"
pontosság esetén a jelek interferometrikus elemzésével hozza létre a vezetés
0,007"-nél kisebb hibáját. (Mivel a 0,01"-nyi kiinduló pontosság általában
nem biztosítható, maga az FGS-rendszer segít a katalógus pontosításában. Az
említett kiindulási katalógus 20 millió égitest pozícióját tartalmazza,
1,5"-nél kisebb hibával, valamint 6.000 vezetőcsillag fényességét 0,4m
pontossággal.)
A HST induláskor a következő tudományos műszerekkel rendelkezett: ˙˙˙
▪ A központi WF/PC kamera, amely kétféle üzemmódban működhetett. A
széleslátószögű (wide-field) kamera (f/12,9) 2,63 * 2,63 ívperces
látómezővel és erősebb nagyítással, de csak 0,1" felbontással, 10 -
28,5 m között; illetve a planetáris kamera (f/30), 68" * 68"
látómezővel és 0,043" felbontással. Érzékeny 115 - 1.100 nm között, 9
- 28 m tartományban. Négy 800 * 800 képelemes CCD-érzékelője elé
objektív rács, vagy 48 féle szűrő kerülhetett. Fotometriai pontossága
1% volt. A 28 m eléréséhez 1 órás expozíciós idő kellett. (Az 1993-as
első szerviz során kicserélték.)
▪ Az ESA által fejlesztett Faint Object Camera (FOC, "halvány objektum
kamera"; jelenleg is üzemel). Szintén összetett műszer, mely már az
egyik külső szegmenst hasznosítja. Méretei: 0,9 * 0,9 * 2,2 m, tömege
320 kg. Működés 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 távcső teljes felbontóképességét, sőt, a
fényútba helyezhető optikai elemekkel f/288 gyújtótávolság is
létrehozható, ami még 125 nm körül is megközelíti a diffrakciós határt
(a pixelméret 0,007"). A látómező csak 11" * 11", ill. 4" * 4". Az
f/96 kamera a fényútba helyezhető maszk révén koronográfszerűen is
használható fényes csillagok halvány kísérőinek tanulmányozására. A
másik, f/48-as változat résspektrográfként alkalmazható R = 1.000
felbontással. A látómező 22" * 22". A detektálás TV-rendszerű, mely a
fotonok beérkezésekor létrejövő felvillanásokat regisztrálja. A
fényútba sokféle szűrő és prizma helyezhető. A mintegy 10 órás
expozícióval elérhető határmagnitúdó: 28 m.
▪ A Faint Object Spectrograph (FOS, "halvány objektum spektrográf")
közepes felbontású, de érzékeny műszer, mely nagyon halvány égitestek
színképének elemzésére szolgált (115-850 nm, 19 - 26 m). Konkáv
ráccsal és prizmával működött. Gyors időbeli változások felismerésére
(időfelbontása 10 ms) és polarimetriára is alkalmas volt. (Az 1997-es
második szerviz során eltávolították).
▪ A Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS, Goddard nagy
felbontóképességű spektrográf) rekordfelbontású ultraibolya
színképeket (115-320 nm) készített fényesebb égitestekről. A
legfényesebb csillagokra (11m-ig) a felbontás eléri a 0,003 nm-t, de
még 17m-nál is 0,15 nm. A közeli UV-tartományban a műszer érzékenysége
százszor jobb az IUE távcsőénél. (Az 1997-es második szerviz során
leszerelték.)
▪ A High Speed Photometer (HSP, "nagysebességű fotométer") feladata nagy
időfelbontású fotometria (115-700 nm között, 0,1 %-os pontossággal, 24
magnitúdóig; a maximális időfelbontás 16 ms), továbbá polarimetria a
közeli UV-tartományban. (Az 1993-as első szerviz során távolították
el.)
▪ Külön kell tárgyalni a már említett Fine Guidance System (FGS, "finom
vezető szenzorok") segítségével végzett asztrometriai kutatásokat. A
három FGS berendezés közül kettő kell a vezetéshez, a harmadik FGS,
mint detektorral kiegészített optikai rendszer, számítógép-vezérléssel
a látómező csillagainak relatív pozícióját méri a rávezetésnél
használt csillaghoz képest. A három műszer a távcsőtükör legkülső
szegmenseit hasznosítja. Mindegyik szenzor 70'-nyi látómezőt fog át,
melyen belül egy-egy forgó tükör bármely csillagot az interferométer
apertúrájába vetítheti. A forgótükör helyzete szolgáltatja az égitest
durva pozícióját a látómezőn belül; az interferométer mérései a finom
hibajelet. A rendszer 0,002" relatív pontosságú pozíciókat ad a
látómezőn 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
meghatározására, ill. céljai közt szerepelt kettőscsillag-rendszerek
relatív mozgásának tanulmányozása, és távoli csillagok
bolygórendszereinek felfedezése is. A HST asztrometriai alkalmazásait
a főtükör (alább említendő) hibája nem befolyásolta. Fontos lehetőség,
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 távcső leképezése
hibás, a felvételeket jelentős szférikus aberrációs hiba terheli: a főtükör
közepéről visszaverődő sugarak fókuszpontja másutt van, mint a tükör
pereméről érkező sugaraké. A tükör hibás csiszolása miatt olyan hiperboloid-
felület jött létre, amelynek pereme az előírtnál 2 ćm-rel mélyebbre került.
A tükör alakjának ellenőrzésekor az optikai nullkorrektor nevű műszert
hibásan használták. A hiba következtében a csillagfény nem koncentrálódik
eléggé, az égitestek képét elmosódott "halo" veszi körül, amely azonban
számítógépes eljárással többé-kevésbé kiküszöbölhető. A súlyos hiba végső
soron nem korlátozta a nagy szögfelbontást és a színképelemzők működését,
viszont nem tette lehetővé a nagy érzékenység kihasználását, halvány
objektumok megfigyelését.
A felbocsátást követő években további hibák is jelentkeztek: valahányszor
a HST belépett a Föld árnyékába, vagy kilépett onnan, a napelemtáblák
beremegtek, és a vibráció zavarta a távcső működését. A beállítást szolgáló
6 giroszkóp közül 3 meghibásodott, és ez már veszélyeztette a HST
programját. Ennek ellenére az első másfél évben 900 csillagászati célpontról
1 900 megfigyelés született, köztük olyanok, mint a Plútó-Charon rendszer
felbontása, az SN 1987A szupernóva körüli gázgyűrű felfedezése, a
Szaturnuszon egy óriási légköri vihar fényképezése stb.
1993 decemberében az
Endeavour űrrepülőgép fel-
bocsátásának fő célja a
HST megjavítása volt. Ösz-
szesen 5 "űrséta" során
lecserélték a meghibáso-
dott giroszkópokat és nap-
elemtáblákat, a WF/PC ka-
merát olyannal váltották
fel, amely kompenzálja a
szférikus aberrációt
(WFPC2), végül pedig a HSP
műszer helyére beszerelték
a COSTAR (Corrective Op-
tics Space Telescope Axial
Replacement) korrekciós
optikát, amely segített a másik három műszer (FOC, FOS, GHRS) látásának
megjavításában. A fedélzeti számítógép memóriáját is megjavították.
1994. február óta a HST már kifogástalan eredményeket szolgáltatott.
Többek között sikerült egy a Virgo-halmazhoz tartozó, távoli extragalaxist
csillagokra bontva cefeidák fényváltozásainak mérésével a kozmikus
távolságskálát jelentősen megjavítani, a Hubble-állandó értékét
meghatározni. Az Orion-ködben keletkező csillagokat fedeztek fel.
Bebizonyították, hogy távoli aktív galaxisok magjában hatalmas fekete lyukak
vannak, amelyek körül az anyag nagy sebességgel áramlik.
Az Űrtávcső második "nagyjavítása" 1997-ben volt esedékes, így február 8.
és 19. között a Discovery űrrepülőgép teljes programját a HST-nek szentelte.
A HST-t a megközelítés után robotkarral ragadták meg, majd rögzítették az
űrrepülőgéphez. A rögzítő szerkezet egyben az űrhajósok szerelőpultjaként is
szolgált. A Discovery rakterében számos műszer várakozott, közülük két
nagyteljesítményű detektor a legfontosabb. Az egyik a NICMOS (Near Infrared
Camera and MultiObject Spectrometer) infravörös kamera és spektrométer, mely
egyszerre több objektumot is megfigyelhet; a másik az STIS (Space Telescope
Imaging Spectrograph) spektrográf. Az újítások révén a megfigyelhető
színképtartomány a közeli infravörössel egészült ki. A NICMOS, mely 2,5 mm
hullámhosszig észlel, főleg a csillagkeletkezés és a távoli galaxisok
vizsgálatához fontos.
A berendezések behelyezése természetesen nem volt egyszerű. A HST-t ehhez
előbb meg kellett szabadítani számos műszerétől, többek között a "Goddard
nagy felbontóképességű spektrográf"-ot (GHRS-t) és a "halvány objektum
spektrográf"-ot (FOS-t) is el kellett távolítani. Kicserélték a "finom
vezető szenzorok"-at (FGS-t) is. A szervizelést az elektronikai berendezések
sem úszták meg. Kicserélték a napelemtáblák helyzetét szabályozó egységet és
az adatrögzítő berendezést, mely a korábbinál nagyobb kapacitása révén
egyszerre képes a NICMOS, az STIS és a WFPC2 detektorok adatait rögzíteni.
Az Űrteleszkóp keringési magassága az 1993-as javítás óta kb. 30 km-rel
csökkent, a felsőlégkör fékező hatása miatt. Mivel a fékező hatás az
elkövetkező években nőni fog, magasabb pályára állították a HST-t. Persze ez
sem volt egyszerű. Az Űrteleszkóp napelemeinek ugyanis nem tett volna jót,
ha a Discovery a fő hajtóművét használta volna a manőver során. A magasabb
pályára így csak apránként, több szakaszban, a kisebb tolóerejű
hajtóművekkel lehetett felemelkedni. Az új keringési magasság 600 km, ami
remélhetőleg elég lesz az 1999-re tervezett harmadik szervizelésig.
Az űrhajósok 1997. február 19-én hagyták magára a HST-t. Mint azt már
megszokhattuk, két héttel a visszatérés után újabb probléma jelentkezett.
Kiderült, hogy a NICMOS-t hűtő szilárd nitrogén kétszer olyan gyorsan
szublimál mint ahogy számították. Ez lerövidíti a készülék élettartamát; a
fő baj azonban a készülék egyik kamerájánál jelentkezett. Míg két kamera
tökéletes képet adott, addig a harmadik életlent. A csillagok képei itt 0,7"
átmérőjűek voltak. Ez a Földön kitűnő felbontásnak számítana, a HST-nek
azonban sokkal jobbat kellene nyújtania. A hiba oka valószínűleg még a
NICMOS-t építő Bell Aerospace Technologies Corporation laboratóriumában
keletkezett. Miután a szilárd nitrogén hűtő a helyére került, tovább
csökkentették a szerkezet hőmérsékletét, majd visszamelegítették a tervezett
58 K-es üzemelési szintre. A módszer célja eredetileg a hűtőrendszer
élettartamának növelése volt. Azonban a párolgó nitrogén a tartály egyik
végében összegyűlt, majd a felbocsátás után a vártnál jobban kitágult. Az
így támadó feszültség az egyik kamera tartószerkezetét enyhén deformálta,
ettől lettek életlenek a képek.
Végezetül célszerűnek tartom a HST-n jelenleg (1998. április hó) is
üzemelő műszerek összefoglalását:
▪ Faint Object Camera (FOC, "halvány objektum kamera")
A HST-n a felbocsátáskor elhelyezett műszer.
˙˙˙
▪ Wide Field & Planetary Camera 2 (WFPC2, "nagylátószögű bolygókamera 2")
A WFPC2 kamera a WF/PC kamerát váltotta fel, az 1993-as első szerviz
során. Mivel a WF/PC kamera igen fontos szerepet játszott a HST
programjában, a NASA még a HST felbocsátása előtt úgy döntött, hogy
készít egy második WFPC kamerát: a WFPC2-t. A tudományos célkitűzés: jó
minőségű (fotometriailag és geometriailag pontos) képek készítése
viszonylag széles látómezővel ill. nagy felbontással, széles hullámhossz-
tartományban (115 nm - 1050 nm). A HST felbocsátásakor a WFPC2 építése
még kezdeti stádiumban volt, így az Űrteleszkóp főtükre szférikus
aberrációjának felfedezésekor a kamera készítői gyorsan felismerték, hogy
a hibát magán a kamerán belül is korrigálhatják. Így a WFPC2 kamera már
ennek figyelembevételével készült el, ezért - mint ahogy az később
kiderült - a leképezés során (kis hibáktól eltekintve) eléri azokat a
képminőség paraméter-értékeket, amelyeket eredetileg a WF/PC-től vártak
el. Konkrétan ez azt jelenti, hogy a csillagfénynek már 60%-a esik egy
0,1" átmérőjű körön belül, a korábbi 15%-kal ellentétben. (Ez persze
feltételezi a távcső optikájának pontos beállítását is!)
Azt mondhatjuk tehát, hogy a WF/PC lényegében a WFPC2 prototípusa volt;
sok tekintetben a két műszer 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 nagylátószögű és 1 bolygókamera (PC1, WF2, WF3, WF4).
Így minden kép három f/12,9-es és egy f/28,3-as képből tevődik össze,
sajátos "lépcsős" alakú. Mind a négy kamerához 800 * 800 pixeles CCD
tartozik; a pixelméret 0,1" (WFC), ill. 0,046" (PC). A nagylátószögű
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" átmérő)
kivételével az összes bolygóról tud teljes képet készíteni, de galaktikus
és extragalaktikus objektumok megfigyelésére is alkalmas, ha nagy
szögfelbontás és jó minőség a cél.
Ezen kívül a WFPC2 (mint a HST "elsődleges" műszere) használható
különböző cél-objektumok megkereséséhez is. Említésre érdemes az is, hogy
a vákuum UV-tartományban hosszú expozíciós idejű, nagy felbontású, széles
látószögű felvételeket lehet készíteni.
▪ Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS, "infravörös
kamera és spektrométer")
A közeli infravörös tartományban (0,8 - 2,5 ćm) működő műszer.
Legérzékenyebb 1,1 - 2,0 ćm között. Három kamerája van, melyek
egyidejűleg is üzemelhetnek, de egymástól teljesen függetlenül. Mindhárom
kamerához tartozik egy 256 * 256 pixeles HgCdTe CCD, továbbá 19-féle
szűrő közül lehet választani. Az alábbi táblázat a három kamera
(detektor) adatait tartalmazza:
┌────────────────┬─────────────┬────────────────┐
│ 1. kamera │ 2. kamera │ 3. kamera │
┌──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Pixelméret [ívmásodperc] │ 0,043 │ 0,075 │ 0,2 │
├──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Látómező [ívmásodperc] │ 11 * 11 │ 19,2 * 19,2 │ 51,2 * 51,2 │
├──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Diffrakcióhatárolt │ 10 │ 17,5 │ │
│ hullámhossz [nm] │ │ │ │
├──────────────────────────┼────────────────┼─────────────┼────────────────┤
│ Egyéb lehetőség │ Rövidhullámú │ 0,3" sugarú │ Többobjektumos │
│ │ polarizátor │ koronográf │ spektroszkópia │
│ │ (0,8 - 1,3 ćm) │ │ │
└──────────────────────────┴────────────────┴─────────────┴────────────────┘
Összehasonlítva a WFPC2-vel:
0,8-1,0 ćm között a WFPC2 kamerái nagyobb látómezőt (150" * 150"; WFC) és
jó felbontást (0,046" pixelméret; PC) biztosítanak. Azonban 1 ćm körüli
hullámhosszokon a NICMOS érzékenysége lényegesen jobb. ˙˙˙
▪ Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS, "űrteleszkóp-spektrográf")
Az STIS szintén CCD-alapú leképezést tesz lehetővé az ultraibolya és
látható tartományban, maximálisan 28 * 51 ívmásodperces látómezővel és
0,05 ívmásodperces pixelmérettel. Széleskörű spektroszkópiai
lehetőségeivel mintegy kiegészíti a NICMOS-t a spektrum lefedésében. Az
alábbi táblázat négy különböző rács használata esetén példázza az STIS
spektroszkópikus paramétereit (NUV- és FUV-detektorokkal):
┌────────────────────────────┬───────────┬───────────┬──────────┬──────────┐
│Rács megnevezése │ X230M │ X230H │ X140M │ X140H │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Résméret [ívmásodperc] │ 0,05 * 29 │ 0,09 * 29 │ 0,2 * 29 │ 0,05 * 31│
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Hullámhossz-tartomány [nm] │ 165-310 │ 165-310 │ 115-170 │ 115-170 │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Maximális érzékenység [nm] │ 250 │ 255 │ 130 │ 135 │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Diszperzió (Dl) [nm/pixel] │ 0,079 │ 0,027 │ 0,061 │ 0,020 │
├────────────────────────────┼───────────┼───────────┼──────────┼──────────┤
│Felbontóképesség (l/2Dl ) │ 1045-1960 │ 3055-5740 │ 940-1395 │ 2875-4250│
└────────────────────────────┴───────────┴───────────┴──────────┴──────────┘