Satelita astronomiczny Swift (Swift Gamma Ray Burst Explorer) jest amerykańskim (NASA) obserwatorium astrofizycznym służący do badań błysków gamma w zakresie promieniowania gamma, oraz monitorowania poświat błysków w promieniowaniu rentgenowskim, ultrafioletowym i widzialnym. Jest to pierwsze multispektralne obserwatorium przeznaczone do badania błysków gamma, wykonujące obserwacje multispektralne zaraz po początku błysku, oraz obserwujące poświatę przez wiele dni, w celu zaobserwowania zmian w jej obrębie. Umożliwia ono wykonywanie spektroskopii w zakresie widmowym 1800 – 6000 A i energetycznym 0.2 – 150 keV, obrazowanie w sześciu kolorach w zakresie widmowym 1800 – 6000 A, oraz wyznaczanie pozycji błysków gamma z rozdzielczością kątową 0.3 – 5”. Rozdzielczość widmowa umożliwia poszukiwanie linii w promieniowaniu rentgenowskim błysków i ich pozostałości.
Rendering przedstawiający obserwatorium orbitalne Swift (NASA)
{jathumbnail off}Do głównych zadań naukowych satelity należą: wykrywanie początków błysków gamma; umożliwienie sklasyfikowania błysków gamma i odnalezienia ich nowych typów; określenie sposobu ewolucji i oddziaływania z otoczeniem fali uderzeniowej towarzyszącej powstaniu błysku gamma; oraz użycie błysków gamma do wykonania badań młodego Wszechświata. Do dodatkowych zadań naukowych pojazdu zaliczają się: wykonanie pierwszego przeglądu niema w twardym promieniowaniu rentgenowskim z dużą wrażliwością – 0.6 mCrab w wysokich szerokościach galaktycznych i 2 mCrab wzdłuż płaszczyzny Galaktyki; wykonanie poszukiwań AGN typu Seyfert-2; oraz skanowanie pól na niebie każdego dnia w celu poszukiwań przejściowych źródeł.
W badaniach błysków gamma pojazd ten pomaga w wykrywaniu galaktyk macierzystych rozbłysków i rozpoznania klas obiektów powodujących ich powstanie; zdefiniowaniu procesów fizycznych odpowiedzialnych za emisję błysków różnych klas; bezpośrednich pomiarach odległości do błysków; oraz badaniach sposobu rozchodzenia się i oddziaływań z ośrodkiem fal uderzeniowych emitowanych w trakcie błysków. Jeśli chodzi o badania wczesnego Wszechświata satelita ten umożliwia wykorzystanie błysków jako “latarni morskich” czyli standardu w wyznaczaniu odległości; oraz użycie absorpcji rentgenowskiej do badań ośrodka międzygalaktycznego i wnętrz gromad galaktyk. Instrumenty satelity są czulsze około 3 razy niż instrument BATSE na pokładzie Teleskopu Comptona, co umożliwia wykrywanie rozbłysków krótszych i słabszych do tego pojazdu.
KONSTRUKCJA
Satelita Swift ma masę bez paliwa wynoszącą 1 470 kg. Pojazd ten ma kształt graniastosłupa ośmiokątnego. Na górnej powierzchni pojazdu znajdują się instrumentny naukowe satelity. Są one osłonięte osłoną przeciwsłoneczną, która zapobiega bezpośredniemu oświetleniu instrumentów naukowych przez promieniowanie pochodzące ze Słońca. Energii elektrycznej na poziomie 1 040 W dostarczają dwa skrzydła fotoogniw słonecznych, umieszczone symetrycznie po bokach korpusu satelity, w jego górnej części. Dłuższa oś skrzydeł jest równoległa z główną osią pojazdu. Skrzydła mają możliwość obracania się za Słońcem. Każde z nich składa się z trzech prostokątnych paneli fotowoltaicznych. Wyprodukowana energia jest wykorzystywana na bieżąco, a także ładuje baterie chemiczne używane w okresie gdy statek znajduje się w cieniu Ziemi, i nie otrzymuje światła słonecznego. Kontrolę orientacji przestrzennej zapewniają koła reakcyjne, oraz małe silniczki kontroli orientacji. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd, sensory Słońca, oraz bezwładnościowa jednostka odniesienia zawierająca żyroskopy i przyspieszeniomierze. Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają grzejniki, radiatory, oraz wielowarstwowa izolacja. Łączność z Ziemią zapewniają dwie anteny zainstalowane na dolnej powierzchni korpusu satelity.
Satelita SWIFT podczas przygotowań do lotu w Centrum Kosmicznym im. Kennedy’ego (NASA)
Obserwacje błysków gamma wykonywane przez Swift wyglądają następująco. Instrument BAT wykrywa nowy błysk gamma, i dokładnie mierzy jego pozycję na niebie, a następnie przekazuje ocenę jego pozycji z dokładnością 1 – 4 minut kątowych na Ziemię w 15 sekund. Po wykryciu początku rozbłysku satelita szybko (w przybliżeniu w czasie 20 – 75 sekund) zmienia orientację przestrzenną, w celu wykonania obserwacji poświaty rozbłysku za pomocą pozostałych instrumentów, pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego oraz ultrafioletu i światła widzialnego. Następnie Swift wykonuje pomiary poświaty z wysoką rozdzielczością czasową. Dane te są wysyłane do zainteresowanych placówek przez Internet zaraz po odebraniu.
Pojazd został zbudowany przez Stany Zjednoczone we współpracy z Wielką Brytanią i Włochami. W program naukowy są także zaangażowane Francja, Japonia, Dania, Hiszpania, oraz Republika Południowej Afryki.
WYPOSAŻENIE
W skład wyposażenia naukowego satelity wchodzą trzy urządzenia: teleskop alarmujący o błyskach gamma (Burst Alert Telescope – BAT); teleskop ultrafioletu i światła widzialnego (Ultraviolet/Optical Telescope – UVOT); oraz teleskop rentgenowski (X-Ray Telescope – XRT).
BAT
Teleskop alarmujący o błyskach gamma jest wysoce czułym instrumentem z maską kodową o szerokim polu widzenia, zaprojektowany w celu wykrywania początków rozbłysków gamma, i określania ich pozycji na niebie z dokładnością 4 minut kątowych. Pracuje w zakresie promieniowania gamma i twardego promieniowania rentgenowskiego (15 – 150 keV). Dzięki temu, po wykryciu początku rozbłysku może szybko zmieniać orientację w celu wykonania dalszych obserwacji. Dane z BAT umożliwiły także wykonanie pełnego przeglądu nieba w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego w trakcje 2 lat trwania misji podstawowej.
Schemat konstrukcji instrumentu BAT (NASA)
Instrument BAT pracuje w zakresie energetycznym 15 – 150 keV. Rozdzielczość kątowa instrumentu wynosi 20′. W celu obserwowania słabych rozbłysków instrument używa dwuwymiarowej maski kodowej w otworze wejściowym, oraz detektora półprzewodnikowego (Solid State Detector – SSD) o dużej powierzchni. Aby zaobserwować dużą liczbę rozbłysków zastosowano szerokie pole widzenia. Pole widzenia BAT zachodzi na pola widzenia instrumentów UVOT i XRT, co umożliwia jednoczesne rejestrowanie emisji gamma błysku, a także jego promieniowania rentgenowskiego, ultrafioletowego, i optycznego. W skład instrumentu wchodzą dwa zasadnicze elementy: maska kodowa (Codet Mask), oraz płaszczyzna detektorów (Detector Plane).
Maska kodowa w otworze wejściowym ma kształt litery D, i składa się z około 54 000 ołowianych fasetek o wymiarach 5 x 5 x 1 mm zamontowanych na panelu z materiałów kompozytowych o strukturze plastra miodu grubości 5 cm. Ten panel jest zainstalowany na strukturze podpierającej wykonane z włókien kompozytowych w odległości 1 metra ponad płaszczyzną detekcyjną. Ponieważ wymagane jest, aby FOV było większe niż płaszczyzna detektorów, a powierzchnia defektów nie jest jednolita z powodu szpar pomiędzy jej elementami, maska kodowa ma postać wzoru o zupełnie przypadkowo rozłożonych elementów przepuszczających i nie przepuszczających promieniowania (w ilości 50% w obu przypadkach). Maska ma powierzchnię 2.7 metra kwadratowego. Osłona, otaczająca maskę, a także powierzchnie detektorów zmniejsza tło wynikające z rozproszonego promieniowania oraz nierównomiernego albedo Ziemi o czynnik ok. 95%. Tarcza ta jest złożona z warstw Pb, Ta, Sn, i Cu, które są najgrubsze w pobliżu płaszczyzny detektorów, i najcieńsze w pobliżu maski kodowej.
Detektor SSD instrumentu BAT składa się z 32 768 jednostek CdZnTe o wymiarach 4 x 4 x 2 mm. Są pogrupowane w 256 modułów po 128 elementów. Każdy moduł zawiera dwie powierzchnie detektorów, o wymiarach 8 x 16 elementów. Moduły tworzą wrażliwą powierzchnię o wymiarach 1.2 x 0.6 m w płaszczyźnie detektorów instrumentu. Całkowita powierzchnia detekcyjna zestawu detektorów wynosi 5200 centymetrów kwadratowych. Moduły są dalej łączone w bloki po 8 sztuk. Ta hierarchiczna struktura, wraz z techniką maski kodowej sprawa, że BAT może tolerować straty pikseli, którymi są pojedyncze elementy, a nawet całych ich bloków, bez utraty możliwości wykrywania rozbłysków, i dokładnego określania ich pozycji. Detektory są używane w temperaturze 20°C, a czasowe i przestrzenne zmiany temperatury są utrzymywane w granicach +/- 1C. Algorytm FOM (Figure-of-Merit Algorithm) w oprogramowaniu Swift stwierdza, czy rozbłysk zaobserwowany przez BAT ma cechy wystarczające do zreorientowania satelity. Jeśli rozbłysk ma “wartość” większą niż zaprogramowania granica, do statku jest wysyłane polecenie obrotu.
Detektor SSD instrumentu BAT (NASA)
Instrument BAT może pracować w dwóch trybach: trybie rozbłysku (Burst Mode), przeznaczonego do wykrywania i określania pozycji błysków; oraz w trybie przeglądu (Survey Mode), przeznaczanym do wykonania przeglądu nieba w twardych promieniach X. Algorytm początków rozbłysków poszukuje w zliczeniach wydarzeń na detektorach wzrostów poza poziom tła i stałych źródeł. Jest on oparty na algorytmie opracowanego dla satelity HETE 2, ulepszonego o doświadczenia z misji HETE 2. Algorytm ten używa bardzo wielu kryteriów. Procesor BAT ciągle śledzi steki tych kryteriów zachodzących równocześnie. Kryteria mogą być dostosowywane w czasie trwania misji. Po wykryciu rozbłysku pokładowe oprogramowanie sprawdza, czy błysk jest źródłem punktowym, eliminując wiele źródeł emisji, takich jak oddziaływania cząstek w magnetosferze Ziemi, czy migotanie w jasnych źródłach galaktycznych. Kiedy rozbłysk zostanie wykryty, zebrane dane są natychmiast transmitowane na Ziemię, i rozprowadzane wśród naukowców rzez Sieć Koordynacji Rozbłysków Gamma (Gamma-Ray Burst Coordinates Network – GCN).
W trybie przeglądu nieba w zakresie rentgenowskim instrument zbiera zliczenia wydarzeń na detektorach w odstępach czasowych 5 minut i w 80 kanałach energetycznych. Dane te są włączane w normalny strumień telemetrii statku kosmicznego. Uzyskane obrazy nieba są przeszukiwanie w celu odnalezienia źródeł i określenia ich pozycji na niebie. Wrażliwość przeglądu wynosi 1 mCrab w zakresie 15 – 150 keV. Dla regonów, gdzie zawsze w polu widzenia instrumentu znajdują się jasne źródła rentgenowskie (np. w płaszczyźnie Galaktyki) wrażliwość jest ograniczenia do około 3 mCrab. Dla wykrywania źródeł przejściowych na pokładzie, zliczenia wydarzeń na detektorach są gromadzone co 1 i 5 minut, a także w długim okresie około 30 minut. Te ostatnie, uśrednione mapy nieba są wykonywane w czterech kanałach energetycznych. Źródła na tych obrazach są porównywane z pokładowym katalogiem źródeł. Źródła, których nie ma w katalogu, albo wykazują dużą zmienność są uważane za źródła przejściowe. W tym procesie może być także wykrywana podklasa długotrwałych, zmiennych w czasie błysków gamma nie wykrywanych prze algorytm początków rozbłysków. Dane na temat rentgenowskich przejściowych źródeł są rozsyłane do astronomów przez Internet podobnie jak informacje na temat błysków gamma.
Instrument BAT został zbudowany przez centrum Lotów Kosmicznym im. Goddarda (Goddard Space Filight Center – GSFC), oraz Laboratorium Astrofizyki Wysokich Energii (Laboratory for High Energy Astrophysics – LHEA). Oprogramowanie pokładowe zostało dostarczone przez Laboratorium Los Alamos (Los Alamos National Laboratory – LANL).
UVOT
Teleskop ultrafioletu i światła widzialnego jest instrumentem służącym do obserwacji szybko słabnących poświat rozbłysków gamma na niebie w zakresie promieniowania ultrafioletowego i optycznego (170 – 650 nm). UVOT jest najczulszym teleskopem przeznaczonym do obserwacjo błysków gamma. Pozwala także na wykonywanie naziemnych obserwacji poświat rozbłysków poprzez bardzo szybkie dostarczanie obrazów pola GRB, dzięki którym naziemne teleskopy mogą śledzić jego optyczne i podczerwone odpowiedniki. Gwiazdy w polu widzenia UVOT dostarczają siatki pozwalającej na wyznaczenie pozycji błysku na niebie z dokładnością 1”.
Schemat konstrukcji teleskopu UVOT (Mullard Space Science Laboratory)
Optyka instrumentu jest zapasową optyką monitora optycznego (Optical Monitor) europejskiego satelity rentgenowskiego XMM-Newton. Struktura teleskopu, przegroda, oraz projekt cieplny także pochodzi z projektu OM XMM-Newton. Jest to teleskop w układzie Ritcheya – Chretiena. Instrument jest wrażliwy na źródła o jasności do 24 magnitudo w czasie ekspozycji wynoszącej 1 minutę. Rozdzielczość kontowa wynosi 0.5”. Pole widzenia ma wymiary 17 x 17′.
Światło wchodzące do teleskopu jest odbijane przez zwierciadło główne na mniejsze zwierciadło wtórne hiperboliczne. Zwierciadło wtórne odbija światło, które przechodzi przez centralną przegrodę zwierciadła głównego, i jako skupiona wiązka jest kierowane dodwóch kół filtrów. Po przejściu przez filtry pada na detektory instrumentu. Koła filtrów wywodzą się z OM, i zawierają 11 pozycji, na których umieszczono: filtry U, B, V, UVW1, UVW2, i UVM2; filtr światła białego; 2 grismy do wykonywania spektrogramów niskiej rozdzielczości najjaśniejszych błysków; oraz soczewkę powiększającą. Instrument jest zaopatrzony w dwa detektory: płytę z mikrokanałami (Micro-Channel Plate – MCP), oraz detektor CCD. Deektory także pochodzą z projektu XMM-Newton. Są one urządzeniami zliczającymi fotony, zdolnymi do wykrywania sygnałów na bardzo niskim poziomie, co pozwala na wykrywanie słabych obiektów w zakresie widmowym 170 – 650 nm. Projekt instrumentu umożliwia działanie w trybie zliczania fotonów niezakłócone przez hałas odczytu informacji z CCD, oraz przez cząstki energetyczne oddziałujące z powierzchnią CCD. CCD ma wymiary 2048 x 2048 pikseli. Podczas szczegółowego obrazowania centralnego obszaru pola widzenia w ścieżce optycznej umieszczana jest soczewka zainstalowana na jednym z kół filtrów. Zwiększa ona rozdzielczość kątową do 0.12”.
Integracja teleskopu UVOT na obserwatorium Swift (MSSL/NASA)
Po wykryciu rozbłysku gamma przez instrument BAT, i reorientowania statku tak, aby znalazł się on w polach widzenia instrumentów UVOT i XRT, UVOT rozpoczyna obserwacje w postaci cyklu z góry określonych czasów ekspozycji i różnych połączeń filtrów. Początkowo wykonywana jest ekspozycja pola z celem w czasie 100 sekund. Fragment klatki otaczającej źródło o wymiarach 2 x 2 minut kątowych jest następnie kompresowany i wysłany na Ziemię w czasie 50 sekund. Centrum Operacji Swift (Swift Operations Center) natychmiast wysyła ten obraz do GCN. Obraz ten umożliwia wykonanie obserwacji przez teleskopy naziemne, oraz do porównania z archiwalnymi fotografiami tego samego fragmentu nieba w celu wykrycia zmiennego źródła, mogącego być optycznym odpowiednikiem rozbłysku. Później przesyłane na Ziemię są pełne klatki, oraz obserwacje wykonane z zastosowaniem grismów. Obrazy te zawierają gwiazdy, które po porównaniu z katalogami umożliwiają wyznaczenie pozycji rozbłyski z dokładnością poniżej 1”. W przeciwieństwie do instrumentu OM XMM-Newton, UVOT automatycznie zmniejsza wysokie napięcie w MCP gdy występują jasne gwiazdy lub światło odbite od Ziemi (25 stopni od krawędzi jej tarczy). Ta zmiana usuwa liczne ograniczenia obserwacji, które musiały być brane po uwagę podczas planowania obserwacji XMM-Newton. Obserwacje z użyciem filtrów umożliwiają ocenę zmian czasowych w poświacie w funkcji długości fali.
Instrument UVOT został zbudowany przez Uniwersytet Stanu Pensylwania (Pennsylvania State University); oraz Centrum Nauk Kosmicznych im. Mullarda (Mullard Space Science Laboratory – MSSL).
XRT
Teleskop rentgenowski został zaprojektowany w celu wykonania spektrogramów i obrazowania, oraz pomiarów gęstości promieniowania pochodzącego z błysków gamma i ich poświat. XRT umożliwia wyznaczenie pozycji błysku gamma na niebie z dokładnością 5” w 10 sekund da typowego GRB, oraz wykonywanie badań rentgenowskiego odpowiednika błysku począwszy od 20 – 70 sekund po odkryciu błysku. XRT jest skupiającym teleskopem rentgenowskim z obszarem efektywnym 110 centymetrów kwadratowych przy 1.5 keV. Pole widzenia instrumentu ma szerokość 23′. Długość ogniskowej ogniskowej wynosi 3.5 m. Rozdzielczość kątowa wynosi 2.36”.
XRT używa zwierciadeł w układzie Wolter 1 do skupiania promieniowania na detektorze, którym jest CCD. Kompletny zestaw zwierciadeł rentgenowskich składa się ze zwierciadeł, kołnierza utrzymującego zwierciadła, oraz deflektora elektronów. Zwierciadła rentgenowskie są zbudowane w modułach FM3. Zostały opracowane, wytworzone i przetestowane jako zwierciadła zapasowe instrumentu JET-X zaprojektowanego dla rosyjskiej misji Spectrum X-Gamma. W celu zapobieżenia degradacji zwierciadeł z powodu przebywania w środowisku przestrzeni kosmicznej, są one utrzymywane w temperaturze 20 +/-5°C, z odchyleniami poniżej 1°C. Kontrolę temperatury zapewnia aktywnie kontrolowania przegroda, podobna do tej użytej w instrumencie JET-X.
System zwierciadeł instrumentu XRT (NASA/OAB)
Tubus teleskopu utrzymuje kamerę promieniowania rentgenowskiego w płaszczyźnie ogniskowej. Ta ostatnia zawiera pojedynczy detektor CCD. Detektor ten został pierwotnie zaprojektowany dla instrumentu EPIC (komponent MOS) XMM-Newton. CCD ten jest zbudowany z krzemu o wysokiej rezystywności. Osiąga on pasmo energetyczne 0.2 – 10 keV. CCD składa się z obszaru obrazującego o wymiarach 600 x 602 piksele; oraz z obszaru przechowującego klatkę, o wymiarach 600 x 602 piksele. Każdy piksel ma wymiary 40 x 40 mikronów. Rozdzielczość energii CCD spada od około 190 eV przy 10 keV do około 50 eV przy 0.1 keV, gdzie poniżej ok. 0.5 keV skutki oddziaływań z cząstkami energetycznymi uwięzionymi w magnetosferze ziemskiej stają się znaczące. Detektor pracuje w temperaturze około -100C, co zapewnia niski strumień cielny, i zmniejsza wrażliwość CCD na naświetlanie przez protony.
Instrument XRT może pracować w trzech trybach odzyskiwania informacji. Urządzenie autonomicznie określa który tryb ma zostać użyty podczas obserwacji. Tryb obrazowania (Imaging Mode) pozwala na uzyskanie danych pokazujących całkowitą energię oddawaną pikselowi detektora, ale nie pozwala na wykonywanie pomiarów spektrometrycznych. Jest używany do określania położenia na niebie jasnych rozbłysków. Tryb synchronizacji (Timing Mode) powoduje utratę informacji na temat położenia rozbłysków, ale za to umożliwia uzyskanie najwyższej rozdzielczości czasowej pomiarów i spektroskopii jasnych błysków. Tryb zliczania fotonów (Photon-Counting Mode) używa subklatek w celu uzyskania pełnych informacji widmowych i przestrzennych dla źródeł dla całego zakresu wrażliwości instrumentu.
Instrument XRT został zbudowany wspólnie przez Uniwersytet Stanu Pensylwania (Pennsylvania State University – PSU) w USA, Obserwatorium Astrofizyczne w Brera (Brera Astronomical Observatory – OAB) we Włoszech, oraz Uniwersytet Leicester (University of Leicester) w Wielkiej Brytanii.
PRZEBIEG MISJI
Satelita Swift został wystrzelony dnia 20 listopada 2004r, o godzinie 17:16:00 UTC. Rakietą nośną była Delta 7320 – start odbył się z Przylądka Canaveral.
Start rakiety Delta 7320 z obserwatorium orbitalnym Swift (NASA)
Stopień 1 oraz pierwsze odpalenie stopnia 2 rakiety umieściły statek na przejściowej, parkingowej orbicie okołoziemskiej. Następnie, za opomocą ponownego uruchomienia 2 stopnia satelita został skierowany na zaplanowaną, orbitę roboczą. Orbita charakteryzuje się perygeum na wysokości 586 km, apogeum 601 km i inklinacją 20 stopni. Po wypaleniu paliwa stopień trzeci został odrzucony. Po przeprowadzeniu testów działania komponentów statku i jego instrumentów naukowych przystąpiono do realizowania bardzo udanego programu obserwacji astronomicznych. Misja nominalna trwała 2 lata, a następnie została przedłużona. Pojazd może wykrywać ponad 100 błysków gamma na rok.
Źródło: NASA/MSSL/OAB
