Dimenzió #23

Valahol kinn az űrben...

(csillagászat, spektroszkópia, meteorészlelés)

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