CGRO

                    BATSE (Burst and Transient Source Experiment)

                    COMPTEL (Imaging Compton Telescope)

                    EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope)

                    OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment)

                    AXAF

                    XMM

                    CHANDRA
 
                         Vissza a Gamma-, és röntgencsillagászathoz
 

A gammasugarak heves, aktív forrásokban keletkeznek, mint amilyenek a szupernóvák, a pulzárok és talán annál a folyamatnál is, amikor anyag szívódik be egy fekete lyukba. A gamma-égbolton végighúzódó fényes sáv egybeesik a Tejút sávjával. Erre rárakódva, különálló pontszerű forrásokként figyelhetők meg a legnagyobb szupernóva-maradványok. Vannak más nagy erejű források, ún. gamma bursterek, melyek rejtélyesen megjelennek, és aztán néhány másodperc múlva eltűnnek. De arra a rövid időre néha erősebben sugároznak, mint az égbolt valamennyi gamma sugárforrása együttvéve. Úgy tűnik, ezek a sugarak a mi galaxisunkon kívülről érkeznek, és roppant nagy erejű események hozzák létre őket.

           A CGRO

A Compton Gammaobszervatórium (Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) a NASA második nagy űr-obszervatóriuma. (Az elsô a Hubble Space Telescope, HST.) Míg a HST műszerei az infravöröstől az ultraibolyáig (2 500 nm - 115 nm) fedik le a megfigyelt elektromágneses spektrumot, addig a CGRO négy muszere a jóval nagyobb energiájú gammasugarak tartományában (30 keV - 30 GeV) folytat megfigyelést.  Ez a 4 műszer (BATSE, OSSE, COMPTEL, EGRET) mind méret, mind érzékenység tekintetében jelentősen felülmúlja az eddigi légkörön túli gammateleszkópokat. (Mivel a gammafotonok száma jóval kisebb mint az optikai fotonoké, a megfelelő számú foton detektálásához nagyméretű műszerre van szükség.)

 A CGRO - 17 tonnás tömegével - a legnagyobb Föld körül keringő obszervatórium. 1991. április 5-én bocsátották fel az Atlantis űrrepülőgéppel. Programjában - többek között - napkitörések, gamma-bursterek, pulzárok, nóva- és szupernóva-maradványok valamint kvazárok sugárzásának vizsgálata szerepel.

A képen a Compton Gamma Obszervatórium látható. (CGRO) A nyolc BATSE detektormodult a műhold sarkaiba szerelték . A képen csak négy látható.

A BATSE feladata gamma-bursterek keresése és irányának meghatározása, a teljes égboltra kiterjedően. 8 detektora 20 keV és kb. 1 MeV között tudja észlelni a gammasugárzást. A detektorokban nátrium-jodid kristályok vannak, melyek gammasugárzás hatására látható tartománybeli fényfelvillanást bocsátanak ki. Ezt a detektorok észlelik és rögzítik az idôpontját, ill. a felvillanást kiváltó g-fotonok energiáját.

COMPTEL (Imaging Compton Telescope)

A COMPTEL 1-30 MeV között érzékeny műszer. A Compton-effektus alapján muködő, két rétegben elhelyezett detektorai gamma-források képeit állítják elő. Elsősorban aktív galaxisok, radioaktív szupernóva-maradványok és kiterjedt molekulafelhők által kibocsátott gamma-sugárzás észlelésére alkalmas.

 A detektorok felső rétege folyékony szcintillációs anyaggal van kitöltve, ami szórja a beérkezô gammafotonokat (Compton-effektus). A szórt fotonokat az alsó rétegben elhelyezett nátrium-jodid kristályok nyelik el (abszorbeálják). A műszer rögzíti a detektálás idejét, helyét és energiáját; ezek alapján meghatározza az eredeti gammafoton irányát és energiáját, amiből előállítja a gamma-forrás képét és energiaspektrumát.

Ez a műszer érzékeny a legnagyobb energiákon: 30 MeV-30 GeV között. Mintegy 10-15-ször nagyobb és érzékenyebb, mint az ebben a tartományban észlelő korábbi detektorok.

 Az EGRET detektora nagy feszültségű, nemesgázzal (Ne) töltött szikrakamra. Amikor a nagyenergiájú gammafotonok behatolnak a kamrába, elektron-pozitron párokat keltenek, amelyek kisülést hoznak létre a gázban. A részecskék nyomképének ismeretében meghatározható a beérkezett gammafotonok iránya. A korpuszkuláris részecskék energiáját a szikrakamra alatt elhelyezett NaI-kristályok segítségével mérik, amiből kiszámítható a gammafotonok energiája.

          OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment)

4 darab NaI szcintillációs számlálóból áll, 50 keV-10 MeV között detektál. A detektorok egymástól függetlenül irányíthatók, így lehetőség van a gamma-források és a háttérsugárzás ("zaj") felváltott mérésére, majd ezután a zaj levonására a megfigyelt gamma-forrás sugárzásából. Az OSSE ezidáig több megfigyelést végzett napkitörésekrôl, szupernóva-maradványokban végbemenő radioaktív bomlásokról és a galaxisok centrumában lezajló anyag-antianyag annihiláció sajátosságairól.

          Röntgen-tartomány

A röntgen égbolt forrásai többnyire kettős rendszerekben lévő neutroncsillagok (esetleg fekete lyukak), amelyekre a normál kísérőcsillagból intenzív anyagáramlás folyik, s ennek lefékeződése magas hőmérsékletet, röntgensugárzást hoz létre. (Ha egy nagyon nagy tömegű fekete lyuk vagy neutroncsillag közelében más csillag vagy gáz- és porfelhő van, az erős gravitációs mező anyagot szív el ettől a szomszédtól; a centrum körül akkréciós korong alakul ki, s a kavargó anyag spirális csavarodású pályán a centrum felé zuhan. Eközben felmelegszik, és röntgensugárzást bocsát ki. Ha a középpontban lévő szupersűrű objektum forog, akkor a téridő felcsavarodása miatt az akkréciós korong síkja, mint egy óriási pörgettyű fősíkja, a precesszió miatt billegni kezd. Ennek az a következménye, hogy a korong síkjának a szöge hozzánk képest periodikusan ingadozik, s az onnan érkező röntgensugárzás intenzitása is oszcillál. Ezt a jelenséget már sikerült megfigyelni;

Igen erős röntgenforrás több aktív galaxis magja, kvazárok, gáznyúlványok stb. Galaxisok összeütközése is röntgensugárzással járhat. Végül röntgenforrás a csillagok magas hőmérsékletű koronája, illetve a galaxishalmazokat körülvevő, ugyancsak forró gázburok is.

 Az 1978-ban felbocsátott amerikai HEAO-2 (Einstein) hold vitt magával először képalkotásra alkalmas röntgentávcsövet a világűrbe. kimutatta, hogy 0,25 és 4 keV között szinte minden égitest röntgensugárzó, még a közönséges csillagok is (mint pl. a Nap). Első ízben születtek röntgenképek a szupernóva-maradványokról; felfedezte, hogy a Cen A rádiógalaxis gáznyúlványa erősen röntgensugárzó. A halvány források tömeges felfedezése valószínűvé tette, hogy a röntgenhátteret is távoli diszkrét források hozzák létre.

A ROSAT (a német Röntgensatellit szóból) közös német, amerikai és angol projekt. 1990. június 1-én az amerikai Cape Canaveralből állították Föld körüli pályára, Delta-II hordozórakétával.

A ROSAT küldetése kettős: először is, a teljes égbolt feltérképezése a röntgen- és az XUV-tartományban (0,6-70 nm), a detektált források pozíciójának meghatározása legfeljebb 0,5 ívperces pontossággal; továbbá a fluxus megmérése. Másodszor, a kiválasztott források részletes tanulmányozása: a spektrális jellegzetességek. ill. az időbeli változások vizsgálata.

 A műhold tömege kb. 2,4 tonna, ebből több mint másfél tonna a tudományos muszerek tömege. Az energiaellátást napelemek biztosítják, ill. (tölthető) akkumulátorok. Az adatrögzítő-berendezések kapacitása 700 Mbit, ezt naponta 5-6 alkalommal továbbítja a földi követőállomásra (Oberpfaffenhofen, Németország).

A ROSAT röntgentükre Wolter-1 típusú, 4 paraboloid- és hiperboloid-tükörpárból áll. A tükrök felületét - a minél kedvezőbb reflexió érdekében - vékony aranyréteg borítja. (Súrló beesésről lévén szó, a beesési szög 88-89°.)

A maximális apertúra 84,5 cm, a fókusztávolság 240 cm. A tudományos műszerek: 2 db. irányérzékeny proporcionális számláló (gázösszetétel: 65 % argon, 15 % metán, 20 % xenon), nagyfelbontású kamera (felbontás: 1,7") és nagylátószögű kamera (f=525 mm).

        AXAF

Az AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility) a NASA nagy obszervatóriumainak sorozatában (HST, CGRO) a harmadik lesz; tervezett felbocsátási ideje (az eredeti terv szerint): 1998 augusztusa; az újabb tervek szerint erre csak decemberben kerül sor. Várható "élettartama" 5-10 év.

 Mivel a főtükör minden eddiginél nagyobb (120 cm) átmérőjű, az AXAF legalább 100-szor érzékenyebb lesz , mint az eddigi legérzékenyebb röntgentávcső; a készítendő felvételek élessége (felbontása) pedig 10-szer jobb lesz.

* japán röntgenhold

Az eddig elvégzett tesztek alapján az AXAF tükre a beérkező röntgensugárzás 70 %-át képes fókuszálni egy 0,5 ívmásodpercnél kisebb sugarú "pontba". Ezzel a felbontóképességgel közel 1 km távolságból el lehetne olvasni egy újságot. Mindez azt jelenti, hogy rendkívüli felvételekre számíthatunk a nagyenergiájú röntgenforrásokról: neutroncsillagokról, fekete lyukakról, kvazárokról, galaxisok középpontjairól és galaxishalmazokról. A nagy felbontás (0,5"), a tükrök nagy gyűjtőfelülete és a rendkívüli érzékenység segítségével tanulmányozhatók lesznek extrém halvány röntgenforrások is. Csillagok ezreiről készülhet minden eddiginél részletesebb színkép, melyből pontosan meghatározható a hőmérsékletük, összetételük, a korona sűrűsége és számos más fizikai paraméter. Mivel a nagyobb energiájú röntgensugarak áthatolnak az intersztelláris anyagon (gáz, por stb.), megfigyelhető lesz a Tejútrendszer centruma felől érkező sugárzás. A galaxisunk spirálkarjaiban lévő röntgenforrások sugárzása szintén mérhető lesz, amiből a források tulajdonságaira következtethetünk (l. fent). Az M31-ben (Androméda köd) lévő források (bright bulge sources) által kibocsátott sugárzás is elég erős lesz ahhoz, hogy mérhető legyen a fénygörbéjük. A fénygörbék alapján azonosíthatók lesznek a kettőscsillagok; A Virgo-halmaz galaxisaiban lévő fényesebb kettőscsillagok szintén megfigyelhetők majd, csakúgy, mint a fényesebb röntgenforrások galaxisok százaiban; megmérhető lesz a luminozitásuk is. Közvetett módon, egyes objektumfajták (standard candles) segítségével nagy pontossággal meghatározható lesz a közelben lévő galaxisok távolsága, amiből pedig a Hubble-állandó értékére, ill. Az Univerzum korára tudunk pontosabb becslést tenni. Mivel az AXAF képes lesz 100-szor halványabb objektumok (kvazárok, aktív galaxisok) észlelésére, mint az Einstein röntgenhold, kiterjed a megfigyelhető térbeli tartomány, így a Világegyetem korai állapota tanulmányozható.

 Az AXAF műszerei közt lesz két leképező detektor és két készlet áteresztő rács. Észlelési tartomány: 100 eV-10 keV. A főtükör 4 pár tükröző felületből áll, a szokásos Wolter-1 elrendezésű. A jobb tükrözés érdekében a tükrök felületét irídiummal vonták be. Közvetlenül a tükör mögött helyezik el a két spektrométert. Az egyik az alacsonyabb energiákra, a másik a magasabb energiákra van optimalizálva. Spektrális felbontóképességük: 100-2 000. Az AXAF CCD-detektora egyidejűleg használható képkészítésre és spektroszkópiai vizsgálatokhoz. 

          XMM

Az XMM (X-ray Multi-mirror Mission) az ESA (European Space Agency) projektje. A műhold felbocsátására 1999 augusztusában kerül sor. Tervezett élettartama 10 év.

Az XMM elsődleges célja az 1-100 millió K hőmérsékletű plazmák vizsgálata. Az ilyen magas hőmérsékletű plazmák, energiájuk jelentős részét a röntgentartományban (0,1-5 nm; 250 eV-12 eV) sugározzák ki. Összetételüket tekintve, főleg hidrogén- és héliummagokból állnak. Vizsgálatuk fontos szerepet játszik a kozmikus röntgenforrások fizikájának megértésében.

Az XMM-ben nem precízen csiszolt üvegtükröt alkalmaznak, hanem három modulból állítják össze a tükröt (f=7,5 m), így a tükör összesen 58 darab koncentrikus héjból áll. Ennek eredményeként minden eddigit fölülmúló gyűjtőfelülettel (200 m2) rendelkezik a tükör.

 Az XMM fontosabb paraméterei:

Ábrahám Ferenc szakdolgozata nyomán:
MEGFIGYELÔ ESZKÖZÖK A MODERN CSILLAGÁSZATBAN