Teleskop Kosmiczny Chandra – przegląd misji

0

Obserwatorium rentgenowskie Chandra (Advanced X-Ray Astrophysics Facility – AXAF) jest trzecim (po obserwatoriach Hubblea i Comptona) obserwatorium wystrzelonym w ramach programu NASA Great Observatories. Satelita ten służy do obrazowania i badań spektrometrycznych najróżniejszych obiektów astronomicznych – od najodleglejszych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego w zakresie promieniowania rentgenowskiego o energiach 0.09 – 10.0 keV.

{jathumbnail off}Do jego głównych celów naukowych należą: określenie natury obiektów kosmicznych od normalnych gwiazd do kwazarów; umożliwienie poznania natury procesów astrofizycznych wysokich energii, takich jak akrecja materii na czarne dziury, zjawiska w jadrach aktywnych galaktyk, układy rentgenowskie itp; oraz wykonanie ogólnych badań historii i rozwoju Wszechświata. Obserwacje głównie obejmują takie obiekty jak pozostałości supernowych, pulsary rentgenowskie, czarne dziury, gwiazdy neutronowe, oraz gorące gromady galaktyk.

Kosmiczny teleskop Chandra (NASA)

KONSTRUKCJA
Teleskop Chandra ma masę 4 790 kg. Razem z panelami słonecznymi ma wymiary 13.8 x 19.5 m. Składa się z trzech zasadniczych modułów: modułu statku kosmicznego (Spacecraft Module); Optical Bench; oraz zintegrowanego modułu instrumentów naukowych (Integraded Science Instruments Module – ISIM).

Moduł statku kosmicznego jest przednim, zasadniczym elementem pojazdu. Zawiera większość jego głównych podsystemów, oraz optykę rentgenowską. W przedniej części modułu statku kosmicznego znajdują się szczeliny wejściowe systemu zwierciadeł (High Resolution Mirror Assembly – HSMA), przez które fotony wchodzą do wnętrza teleskopu.

Schemat funkcjonowania HSMA (NASA/CXC/D.Berry)
Schemat funkcjonowania HSMA (NASA/CXC/D.Berry)

W górnej części umieszczono osłonę słoneczną (Sunshade Door), która chroni teleskop przed bezpośrednim oświetleniem przez Słońce. Blisko szczelin wejściowych umieszczono także kamerę optyczną (Aspect Camera). Służy do wykonywania optycznych zdjęć gwiazd, które pozwalają na dokładne zlokalizowanie na niebie obiektów obserwacji rentgenowskich. Jej pole widzenia ma wymiary 1.40 x 1.40 stopnia. System zwierciadeł rentgenowskich został umieszczony we wnętrzu przedniej części pojazdu. Składa się z czterech koncentrycznych zwierciadeł paraboloidalnych, oraz położonych za nimi czterech koncentrycznych zwierciadeł  hiperboloidalnych. Zwierciadła są ustawione prawie równolegle do napływającego promieniowania rentgenowskiego.  System ten ma długość 83.3 cm. Zewnętrza średnica wynosi 1.2 m. Zwierciadła są pokryte 600 warstwami irydu – rzadkiego metalu o wysokiej odbijalności. Zwierciadła Chandry do wystrzelenia europejskiego satelity XMM-Newton były największymi zwierciadłami rentgenowskimi na świecie. Są najdokładniej oszlifowanymi i najgładszymi zwierciadłami jakie kiedykolwiek zbudowano. Ich gładkość wynosi kilka atomów, co odpowiada wygładzeniu powierzchni Ziemi do poziomu na którym najwyższe wzniesienia miałyby wysokość około 2 metrów. Pole widzenia teleskopu ma średnicę 1.0 stopnia, a jego rozdzielczość kątowa wynosi 0.5 stopnia. Optical Bench jest długą, stożkową strukturą łączącą się szerszym końcem z modułem statku kosmicznego. W niej wiązki promieniowania rentgenowskiego skupionego przez zwierciadła rentgenowskie przechodzą i są ostatecznie ogniskowane w pobliżu wąskiego końca. Całkowita ogniskowa teleskopu wynosi 10 metrów. W tej części satelity umieszczono dwie siatki transmisyjne, a na jej początku – zestawy elektroniki obserwatorium. Z wąskim końcem, w którym skupiane są wiązki umieszczono zintegrowany moduł instrumentów naukowych ISIM, zawierający dwa główne instrumenty naukowe teleskopu. Moduł ten zawiera elektronikę tych instrumentów, i zapewnia kontrolę ich temperatury.

WYPOSAŻENIE
Do sprzętu Teleskopu Chandra zaliczają się czerty urządzenia: zaawansowany spektrometr obrazujący CCD (Advanced CCD Imaging Spectrometer – ACIS); kamera wysokich rozdzielczości (High Resolution Camera – HRC); spektrometr wysokiej energii z siatką transmisyjną (High Energy Transmission Grating Spectrometer – HEGTS); oraz spektrometr niskiej energii z siatką transmisyjną (Low Energy Transmission Grating Spectrometer – LEGTS).

Urządzenie ACIS służy do wykonywania obrazów obiektów astronomicznych w zakresie promieniowania rentgenowskiego, oraz do jednoczesnych pomiarów energii promieniowania z tych źródeł. Może wytworzyć obrazy w zakresie promieniowania pojedynczego pierwiastka chemicznego, i umożliwić porównanie promieniowania różnych pierwiastków (np. porównanie promieniowania pozostałości supernowych w zakresie emisji jonów tlenu do emisji neonu albo jonów żelaza). W skład instrumentu wchodzą: system detektorów płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Detector Assembly); system kontroli cieplnej (Thermal Control System); oraz cyfrowy system przetwarzania danych (Digital Processing Assembly – DPA). Instrument ten pracuje w zakresie energii 0.2 – 10 keV. Rozdzielczość kątowa obrazów wynosi 0.5”. Zestaw detektorów składa się z 10 detektorów CCD. Zestaw ten jest podzielny na dwie płaszczyznę – płaszczyznę obrazowania (ACIS Imaging Array – ACIS-I) i płaszczyznę spektroskopii (ACIS Spectroskopy Array – ACIS-S). Płaszczyzna obrazowania składa się z 4 detektorów CCD, a powierzchnia spektroskopii – z 6 detektorów CCD.

Schemat urządzenia ACIS (NASA)
Schemat urządzenia ACIS (NASA)

Instrument HRC służy do wykonywania bardzo dokładnych obrazów źródeł rentgenowskich, z rozdzielczością nawet 0.5”, co odpowiada zdolności przeczytania gazety z odległości pół mili. Jest to instrument o najwyższej rozdzielczości kątowej na Teleskopie Chandra. HRC jest szczególnie przydatny do obrazowania gorącej materii w pozostałościach po supernowych, oraz w gromadach galaktyk i odległych galaktykach. Umożliwia także identyfikowanie bardzo słabych źródeł rentgenowskich. Urządzenie pracuje w zakresie energii 0.1 – 10 keV. Instrument posiada 2 detektory typu MCP (Micro-Channel Plate).

Instrument HRC podczas inspekcji przed lotem (NASA)
Instrument HRC podczas inspekcji przed lotem (NASA)

Spektrometry HEGTS i LEGTS są połączeniem zwierciadeł rentgenowskich Chandry, siatek transmisyjnych i detektorów teleskopu. Siatka przyjmuje promieniowanie rentgenowskie odbite od zwierciadeł (po aktywacji instrumentu, polegającej na przesunięciu siatki w ścieżkę optyczną teleskopu poprzez zmianę pozycji ramy siatki), zmieniając jego kierunek zależnie od energii. Jeden z zestawów detektorów teleskopu (wchodzących w skald instrumentów ACIS lub HRC) rejestruje następnie promieniowanie wytwarzając spektrogram. HEGTS działa w zakresie 0.4 – 10 keV, a LEGHTS – 0.08 – 2 keV.

Integracja elementów spektrometrycznych HEGTS I LEGTS (NASA)
Integracja elementów spektrometrycznych HEGTS I LEGTS (NASA)

PRZEBIEG MISJI
Pierwotnie wystrzelenie Chandry było planowane na sierpień 1998 roku. Opóźniło się jednak o 2 lata. Ostatecznie Teleskop Chandra został wyniesiony na orbitę 23.07.1999r, godz. 11:47 UTC w ładowni wahadłowca Columbia w ramach misji STS-93. Załogę misji stanowili: E. Collins; J. Ashby; C. Coleman; S. Hawley; oraz M. Tognini. Był to pierwszy lot dowodzony przez kobietę (Collins). Lot zakończył się pełnym sukcesem z chwilą lądowania dnia 28 lipca 1999 roku. Trwał 4 dni, 22 minuty i 49 sekund.

Po wyładunku teleskop opuścił niską orbitę okołoziemską za pomocą dodatkowego modułu napędowego IUS (Inertial Upper Stage) dołączonego do przedniej części. Po oddaleniu się na silnie wydłużoną, odległą orbitę okołoziemską IUS został odrzucony. Następnie wykonano serię małych korekt orbity za pomocą silników obserwatorium. Ostatecznie pojazd znalazł się na orbicie o perygeum 10 000 km i apogeum 140 161 km. Nachylenie płaszczyzny orbity do równika wynosi 28.5 st. Taka orbita sprawa, że obserwatorium przez większość czasu znajduje się poza pasami radiacyjnymi van Allena, gdzie promieniowanie praktycznie uniemożliwia wykonywanie obserwacji w zakresie rentgenowskim. Po kilkumiesięcznym okresie testowania pojazdu i instrumentów Teleskop Chandra rozpoczął program bardzo udanych obserwacji astronomicznych. Czas misji był zaplanowany na minimalnie 5 lat. Jednak już w 2001 roku przedłużono go o 10 lat, czyli do początku 2010 roku. Jest on jednym z najważniejszych narzędzi przyczyniających się do lepszego zrozumienia struktury i ewolucji Wszechświata.

Źródła:
http://chandra.harvard.edu

http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
http://cxc.harvard.edu/

Share.

Comments are closed.