1. Bevezetés

2. Alapvetõ megfigyelési módszerek és eszközök

2.1. Az elektromágneses spektrum áttekintése

2.2. Spektroszkópia

2.3. CCD-k, részecskedetektorok és egyéb mûszerek

3. Távcsövek, megfigyelések a Föld felszínérõl

3.1. A távcsövek felépítése, mûködése, típusai

3.2. Aktív és adaptív optika; VLT (Very Large Telescope)

3.3. VLBI (Very Long Baseline Interferometry)

4. Ûrcsillagászat

4.1. Gamma (CGRO)

4.2. Röntgen (ROSAT, AXAF, XMM)

4.3. Ultraibolya (IUE)

4.4. Látható tartomány (HIPPARCOS, HST)

4.5. Infravörös (IRAS, ISO, SIRTF)

4.6. Rádió (VSOP)

5. Összegzés, befejezés

6. Irodalomjegyzék

1. Bevezetés

 
"Minden ember mást lát a csillagokban.
 A vándoroknak - útmutatók.
 Másoknak csak kicsiny tüzek.
 A tudós számára - válaszra váró kérdések...
 És ezek a csillagok mind némák."

                                    /A. Saint-Exupéry/

A csillagászat mint kultúra és mint tudomány nagy szerepet játszott már az ókori folyómenti kultúrákban is. Tagadhatatlan, hogy bizonyos területeken olyan eredményeket értek el a spontán megfigyelés segítségével, amelyek már messze elébük, a XIX-XX. sz. asztronómiájához vezetnek. Azonban a puszta szemmel ill. egyszerû eszközökkel végzett vizsgálódások csak korlátozott megfigyelési lehetõségeket nyújthatnak.

A korlát áttörését a XVII. sz. elején (1608) feltalált távcsõ jelentette. Ez az eszköz - túlzás nélkül állíthatjuk - forradalmasította a csillagászati megfigyeléseket és ezen keresztül az emberiségnek a Világegyetemrõl kialakított elképzeléseit. Ez a forradalom azóta sem ért véget, és ma már az is jól látható, hogy a távcsövek teljesítõképességének a Föld légkörének zavaró hatása sem szabhat határt. Kézenfekvõ megoldásként kínálkozik a megfigyelõ eszközök légkörön túlra történõ telepítése. Erre az utóbbi 40 év, az "ûrkorszak" adott lehetõséget, de az 1980-as évek végétõl "alternatív" megoldásként terjedõben van az ún. adaptív optikát alkalmazó technika, hála a nagyteljesítményû számítógépek elterjedésének.

Szakdolgozatomban is kiemelkedõ szerepet kap a 4. fejezetben bemutatásra kerülõ ûrcsillagászat, azaz a légkörön túli megfigyelõ eszközök ismertetése és összefoglalása, a teljesség igénye nélkül. (A 2. és a 3. fejezet a 4. megalapozásának tekinthetõ.) Mindenekelõtt azokat az ûrtávcsöveket tárgyalom, melyek az utóbbi 10-15 év folyamán jelentõs szerepet játszottak, illetve jelenleg is üzemelnek. Ezen belül is a Naprendszeren túli kutatásokra helyezem a hangsúlyt, és nem foglalkozom pl. a Nap megfigyelésével sem. (Errõl évfolyamtársam, Kovács Kornélia készített szakdolgozatot.) Több helyen kitérek a közeljövõben várható projektekre. Az eszközök tárgyilagos bemutatásán túl választ adok olyan kérdésekre is, hogy milyen tulajdonságok megfigyelésére ill. mérésére alkalmasak, és ezen adatok birtokában milyen új elképzeléseket, elméleteket alakíthatunk ki a körülöttünk lévõ Univerzumról.

Végezetül meg kell említenem napjaink legnagyszerûbb "vívmányát", az Internetet. Enélkül szakdolgozatomat sem tudtam volna elkészíteni, a felhasznált irodalom jelentõs része a WWW-rõl származik. E modern technika minden csillagászat iránt érdeklõdõ ember számára lehetõvé teszi a nemzetközi adatbázisokhoz való hozzáférést, így a lehetõ legfrissebb információk megszerzését. Terveim közt szerepel jelen szakdolgozatnak Weben történõ publikálása, és ezáltal a minél szélesebb körû ismeretterjesztés.

2. Alapvetõ megfigyelési módszerek és eszközök

2.1. Az elektromágneses spektrum áttekintése
 

Tartomány	Elnevezés	Tipikus detektor
>108 MeV	Ultranagy energiájú g	Ködkamra
104- 108 MeV	Nagyon nagy energiájú g	Cserenkov-számláló
30-104 MeV	Nagyenergiájú g	Szikrakamra
10-30 MeV	Közepes energiájú g	Szikrakamra
1-10 MeV	Alacsony energiájú g	Szcintillátor
0,1-10 MeV	Lágy g	Szcintillátor
0,01-0,1 nm	Kemény X	Szcintillátor
0,1-10 nm	Lágy X	Proporcionális számláló
10-280 nm	Távoli UV (vákuum UV; XUV)	PM-csõ, spec. fotolemez
280-315 nm	Közepes UV	PM-csõ, fotolemez
315-380 nm	Közeli UV	PM-csõ, fotolemez
380-440 nm	Ibolya	Fotolemez, PM-csõ, CCD
440-500 nm	Kék	Fotolemez, PM-csõ, CCD
500-560 nm	Sárga	Fotolemez, PM-csõ, CCD
600-630 nm	Narancs	Fotolemez, PM-csõ, CCD
630-750 nm	Vörös	Fotolemez, PM-csõ, CCD
0,78-3 mm	Közeli IR	Fotokonduktív detektor
3-30 mm	Közepes IR	Hibrid szilárdtest detektor
30-300 mm	Távoli IR	Bolométer
0,3-1 mm	Szubmilliméteres mikrohullámú	Kürtantenna
mm-cm	mm-es mikrohullámú (EHF)	Kürtantenna
cm-dm	cm-es mikrohullámú (SHF)	Kürtantenna
dm-m	dm-es mikrohullámú (UHF)	Kürtantenna
1-10 m	Ultrarövid hullámú (VHF)	Dipólantenna
10-100 m	Rövidhullámú (HF)	Dipólantenna
100-1 000 m	Középhullámú (MF)	Dipólantenna
1-10 km	Hosszúhullámú (LF)	Dipólantenna

2.2. Spektroszkópia (Vinkó-Szatmáry-Kaszás-Kiss, 1998)

A színképelemzés, vagyis a spektroszkópia a csillagászat egyik legeredményesebb vizsgálati módszere.

2.2.1. Elméleti alapok

A modern színképosztályozás a csillagok légköri hõmérsékletén és nyomásán alapul. A hõmérséklet meghatározza a csillag színét és felületegységének fényességét. A nyomás a felszíni gravitációs gyorsulástól, így durván a csillag méretétõl függ. A méret és a felületi fényesség megadja a csillag luminozitását, a teljes fényteljesítményét. Ennek ismeretében a távolságra is következtetni lehet.

A fizikusok felfedezték, hogy az izzásig hevített szilárd testek, folyadékok vagy sûrû gázok folytonos spektrumú sugárzást bocsátanak ki mindenféle vonalak nélkül, ez a kontinuum.

Egy ritka forró gáz azonban csak az atomjaira jellemzõ bizonyos hullámhosszokon (színeken) sugároz, ilyenkor fényes emissziós vonalakat figyelhetünk meg. Ha hidegebb gáz helyezkedik el valamilyen sugárzó objektum elõtt, akkor sötét elnyelési, vagyis abszorpciós vonalak jelennek meg a színképben.

Minden atomnak vagy molekulának megvannak a saját színképvonalai, amelyek hullámhosszát az elektronjaik energiaszintjei, pontosabban az azok közti különbségek határozzák meg. Ha egy elektron foton elnyelése során magasabb energiaszintre ugrik, akkor abszorpciós vonal, ha pedig foton kibocsátásával alacsonyabb szintre kerül, akkor emissziós vonal jön létre.

A színképvonalak nemcsak arról árulkodnak, hogy milyen elemek vannak egy csillag légkörében, hanem arról is, hogy milyen fizikai körülmények között jöttek létre (hõmérséklet, nyomás, elektromos és mágneses tér erõssége, helyi mozgásviszonyok). Így a színképelemzés segítségével a csillagokról nagyon sok információt szerezhetünk.

A folytonos színképen belüli energiaeloszlás utal a csillag légkörének hõmérsékletére. A legtöbb információ azonban a színképvonalak vizsgálatából származik. A vonalak azonosítása és erõssége a kémiai összetétel meghatározását teszi lehetõvé, amelybõl a csillag korát becsülhetjük meg.

A vonalak színképbeli helye, a laboratóriumi hullámhossztól való eltolódás mértéke a Doppler-effektus alapján annak a gáznak a mozgásviszonyait adja meg, ahol a vonal kialakul. A színképvonalon belül az intenzitás lefutása, a vonal alakja, a vonalprofil a csillag légkörét alkotó gázban lévõ fizikai körülmények meghatározása mellett a csillag forgásának sebességére, az esetleges pulzációra, csillagszélre, tömegvesztésre, felszíni foltokra, a csillag körüli anyagra, kettõsségre és sok másra enged következtetni.

Persze a Földön megfigyelt színkép a csillagtól, a köztünk lévõ csillagközi anyagtól és a földi légkörtõl együtt származik. A vonalak azonosításánál vigyázni kell erre, el kell különíteni a különbözõ eredetû vonalakat, sávokat.

2.2.2. Spektroszkópiai mûszerek

Az összes modern optikai spektroszkóp mûködése azon a fizikai jelenségen alapul, amit Newton 1666-ban fedezett fel, amikor egy prizma segítségével a fehér fényt színeire bontotta. Késõbb a XIX. század kiemelkedõ fizikusai bizonyították be, hogy ez a felbontás annak következménye, hogy a fény olyan hullámokból áll, melyek hullámhossza (illetve frekvenciája) különbözõ. Olyan optikai elemekkel (bontóelemekkel), melyek a különféle hullámhosszúságú komponenseket különbözõképpen térítik el (a fizikában ezt a jelenséget diszperziónak nevezik), létrehozhatjuk a fényforrás hullámhossz szerint rendezett képét, azaz spektrumát.

Az erre szolgáló összetett optikai berendezést nevezzük spektroszkópnak. Használatos még a spektrográf elnevezés is, eredetileg ezt a spektrumot lefényképezõ spektroszkóp elnevezésére használták.

A belépõ rést, amelyen keresztül a fény a spektroszkópba jut, a távcsõ Cassegrain-, esetleg Coudé-fókuszába helyezik. A mûszerbe bejutó divergens fénynyalábot a kollimátor fókuszálja a bontóelemre, amely optikai rács, vagy ritkábban prizma, esetleg ezek kombinációja lehet. Magát a színképet a bontóelem állítja elõ. A színképet egy leképezõ rendszer juttatja a detektorra, amely lehet fotolemez, vagy újabban CCD-mátrix (vö. 2.3.1.).

Már ebbõl is látszik, hogy miért van szükség nagy átmérõjû, fényerõs teleszkópokra a csillagászati spektroszkópiához. Egyrészt, a sok optikai elemen történõ fényveszteség intenzitás-csökkenéssel jár, másrészt a diszperzió következtében a beesõ fény a keletkezõ spektrum viszonylag nagy felületén oszlik el, emiatt a fénysûrûség erõsen csökken. Emellett gyakran csak egy szûk spektrális tartományt rögzítenek, ahova a csillag fényének csak igen kis része esik. Mindezek miatt ahhoz, hogy a mérések jel/zaj aránya legalább 100 legyen (azaz a hiba 1 % alatt maradjon), minimum 1 méteres vagy annál nagyobb tükörátmérõjû teleszkóp szükséges. Általában minél nagyobb átmérõjû távcsövünk van, a kívánt jel/zaj érték annál rövidebb expozíciós idõ alatt érhetõ el.

A spektroszkóp két igen fontos jellemzõje (sok egyéb mellett) a reciprok lineáris diszperzió és a feloldóképesség. A reciprok lineáris diszperziót történeti okokból Angström/mm-ben mérik (1 nanométer=10 A). Ez a paraméter szemléletesen azt adja meg, hogy a spektroszkóp mennyire húzza szét a színképet, azaz mekkora méretû spektrumot állít elõ. A feloldóképesség annak jellemzésére szolgál, hogy az adott hullámhosszon mekkora az a hullámhossz-különbség (Dl), amely még éppen megkülönböztethetõ. Mindkét paraméter végsõ soron befolyásolja a spektrum felbontását. Ennek alapján megkülönböztetünk kis- és nagyfelbontású spektrumot. Kisfelbontású spektrumokból lehet pl. a csillagok sugárzási kontinuumának hullámhosszfüggését tanulmányozni. A kisfelbontású spektroszkópok feloldóképessége ugyan kicsi, viszont egyszerre széles hullámhossz-tartományban lehet tanulmányozni a színképet. A nagyfelbontású spektrumok fõleg akkor szükségesek, ha egyedi színképvonalakat akarunk tanulmányozni, pl. sebességmérés céljából. A nagyfelbontású spektroszkópok reciprok lineáris diszperziója kicsi (jellemzõ érték az 1 A/mm), feloldóképessége igen nagy (30 000-50 000 körüli), igen kis hullámhossz-különbségek vizsgálhatók vele, de általában egyszerre csak egy keskeny (5-10 nm) tartományban.

A nagy felbontóképességet és széles spektráltartomány átfogását egyesítõ mûszer az echelle-spektrográf, amelyben két bontóelem (általában egy nagy feloldóképességû rács és egy kisebb feloldóképességû prizma) van elhelyezve, egymásra merõleges diszperzióval. Az optikai rács ugyanis egyszerre több spektrumot is elõállít (különbözõ optikai rendeket), melyek diszperziója egyre növekvõ. A magas rendszámhoz (20-30) tartozó spektrumok már kellõen nagy felbontásúak, de éppen emiatt átfedik egymást, ezért a rács túloldalán csak a színképek kombinációját lehet megfigyelni, ami zavarólag hat. A második bontóelem az elsõre merõleges irányban "húzza szét" a spektrumot, ezáltal az egymást átfedõ, azonos helyre esõ, de különbözõ hullámhosszúságú hullámok térbelileg elkülönülnek. Ezzel a keresztezett diszperziós elrendezéssel kétdimenziós spektrumokat lehet készíteni, amelyen a rácsról származó egyes spektrális rendek egymás alatt helyezkednek el.

A spektroszkópok továbbfejlesztésével sokféle egyéb berendezést szerkeszthetünk, ezek közül egy érdekes, a csillagászatban gyakran alkalmazott mûszer a korrelációs spektrométer, angol rövidítéssel CORAVEL. Ebben a spektrum és a detektor között egy maszk helyezkedik el, amely több ezer vékony vonalat tartalmaz. A maszkon lévõ vonalak a csillagok jellegzetes színképvonalainak megfelelõ elrendezésûek. A maszkon átmenõ fényt egy lencserendszer egy fotoelektron-sokszorozóra (vö. 2.3.3.) fókuszálja, azaz magát a színképet nem is rögzítik. A maszknak a diszperziós tengely mentén történõ mozgatásával elérhetõ, hogy a detektorra jutó fény akkor legyen minimális, ha a színképen és a maszkon található vonalak pozíciója leginkább egybeesik, azaz a színkép és a maszk között maximális az átfedés. Az ilyen CORAVEL-típusú elrendezéssel a színkép Doppler-eltolódása, azaz a fényforrás és a megfigyelõ relatív sebessége gyorsan, nagy pontossággal (1 km/s alatti hibával) mérhetõ.

2.3. CCD-k, részecskedetektorok és egyéb mûszerek

2.3.1. CCD-k

A CCD (charge coupled device; töltéscsatolt eszköz) lényegében egy félvezetõ tárolóeszköz (memória), felépítését tekintve pedig pontszerû fénydetektorokból (pixelekbõl) álló mátrix. A pixelekben fény hatására töltés halmozódik fel (a rájuk esõ fény mennyiségével arányosan), majd a töltések "kiolvasása" (azaz mennyiségük meghatározása) után elõállítható a megfelelõ fényintenzitás. Színes képek készítéséhez nem kell feltétlenül "színes CCD"-t alkalmazni (ami jóval drágább), a probléma megoldható színszûrõk segítségével is (ún. színrebontás). Ez esetben többször kell exponálni, és a kapott egyszínû képekbõl digitális képfeldolgozás segítségével állítható elõ a valódi színes kép.

Az ûreszközökön általában kétfajta CCD-kamerát alkalmaznak: egy nagy látószögût és egy kis látószögût (hosszabb fókusztávolságút).

2.3.2. Részecskedetektorok

• Proporcionális számlálók (Almár-Both-Horváth, 1996)

A röntgencsillagászat alapdetektora, a proporcionális számláló lényegében egy meghatározott gázzal töltött kamra, melyben centrálisan elhelyezett anód segítségével erõs elektromos teret tartanak fenn. A számláló fém vagy mûanyag ablakán beesõ röntgenfoton elektronlavinát vált ki, és a kimeneten mért impulzus amplitúdója arányos a beesõ foton energiájával.



A detektor hatásfoka a töltõgáztól és az ablak áteresztési együtthatójától függ. A számlálókat általában nemesgázzal (Ar, Xe) töltik. Az erõsítési faktor 10^3- 10⁴ lehet, a színképi felbontóképesség 1 nm-nél 0,4 nm körüli; a szögfelbontás igen gyenge. A proporcionális számlálók szögfelbontását modulációs kollimátorral vagy kódolt maszkkal (korszerûbb módszer) lehet javítani.

A kódolt maszkos módszer a gamma-csillagászatban is alkalmazható, nagy látómezõt és jó szögfelbontást biztosít. A maszk egy-két méterrel a detektor elé kerül, és pontforrás esetén az árnyék a detektoron reprodukálja a maszk ábráját. Bonyolultabb forrásszerkezet esetén az eredmény több képeloszlás eredõje. Mivel az árnyék függ a forrásirány és a detektor tengelyirány szögétõl, a detektor által mért jelekbõl a forrás iránya meghatározható.
 

• Szikrakamra (Almár-Both-Horváth, 1996)

  Nagyobb energiákon, 20 MeV fölött (akár 10⁵ MeV-ig) szikrakamra alkalmazható detektorként.

  A neontöltésû szikrakamrában minden gamma-fotonból elektron-pozitron pár keletkezik, majd ennek hatására a feszültség alatt lévõ rácsok között a részecskék nyoma mentén szikra képzõdik. A szikranyom - például több oldalon elhelyezett Vidikon kamerákkal - leképezhetõ, és utólag rekonstruálható. A két nyom szögfelezõje a gamma-kvantum belépési iránya.

  

  Egy tipikus szikrakamra 500 cm² felületû és 50 MeV-nál 20-30 % hatásfokkal mûködik.
   

• Szcintillációs számlálók (Almár-Both-Horváth, 1996)

  Nagyobb energiák esetén a berendezések már nem a nagyszámú töltött részecske fluxusát, mint áramot mérik, hanem minden egyes részecskét külön regisztrálnak. A szcintillációs számlálókban a nagyenergiájú részecske becsapódása felvillanást idéz elõ az átlátszó félvezetõben (cézium-jodid, nátrium-jodid), amit elektronsokszorozóval érzékelnek. A felvillanások számát mérik.
   

• Cserenkov-számláló (Csikainé, 1993)

  Radioaktív sugárzások anyaggal való kölcsönhatásainak kísérleti vizsgálata során tapasztalták, hogy nagy aktivitású sugárforrások környezete (meghatározott anyagokban és körülmények között) látható fényt sugároz ki. A jelenség részleteit Cserenkov vizsgálta az 1930-as években. Ennek során megállapította, hogy gyors elektronok és g-sugárzás hatására nagyon tiszta folyadékokban jön létre a Cserenkov-fénykisugárzás. A fényemisszió mechanizmusának elméleti alapjait Frank és Tamm dolgozták ki. Bebizonyították, hogy valamely közegben egyenletes sebességgel mozgó elektron fényt sugároz ki, ha sebessége nagyobb, mint a fény terjedési sebessége a közegben.

  Frank és Tamm elmélete szerint a dielektrikumban mozgó nagyenergiájú töltött részecske polarizálja a molekulákat a pályája mentén. A polarizált molekulák fényemisszióval jutnak vissza alapállapotba. A Cserenkov-sugárzás a haladási irány körüli a nyílásszögû kúp palástja mentén lép ki. A kúp nyílásszögét - adott közeg esetén - a részecskesebesség, ill. energia határozza meg. A sebesség növekedésével a nyílásszög csökken. A kisugárzott fotonok száma az elektronok sebességétõl, a közeg törésmutatójától, és a megtett út hosszától függ.

  A fenti elv alapján mûködõ Cserenkov-számláló igen jó lehetõséget biztosít a nagyenergiájú részecskék energiájának mérésére. A mérés a kúpszög pontos meghatározására korlátozódik.
   

• Ködkamrák (Csikainé, 1993)

  Ha egy gáz és gõzkeveréket tartalmazó térben túltelített állapot jön létre, és oda idegen testek jutnak be, akkor ezeken megindul a párakicsapódás. Ilyen "ködmagvakként" szolgálnak azok az ionok, amelyeket a gáztéren áthaladó ionizáló részecske a pályája mentén kelt. A cseppek 0,1 s alatt szabad szemmel is látható méretûre nõnek, és ezáltal láthatóvá válik a részecske pályája. A nyomvonalak vastagsága a specifikus energialeadástól, azaz a pálya mentén keltett ionsûrûségtõl függ, ezért alfa-részecskék esetén lényegesen vastagabb, mint elektronoknál. A gamma-részecskék specifikus energialeadása olyan kicsi, hogy nem alakul ki összefüggõ nyomvonal.

  Kétfajta kamratípust (expanziós ködkamra, más néven Wilson-kamra; ill. diffúziós ködkamra) fejlesztettek ki, amelyek a túltelítettség létrehozásának módjában térnek el egymástól.

   

2.3.3. Egyéb mûszerek

• Fotoelektron-sokszorozó (PM-csõ) (Csikainé, 1993)

A fotoelektron-sokszorozó (photomultiplier) feladata, hogy a szcintillátorban keltett fényáramot elektronok áramává alakítsa és felerõsítse. Alapvetõen három részbõl áll: fotokatód, fókuszáló elektronoptika, és elektronsokszorozó. A fényáram hatására a fotokatódból elektronok lépnek ki E_e=h×n-W kinetikus energiával. Ebben h×n a belépõ foton energiája; W a kilépési munka, amely a fotokatód anyagára jellemzõ állandó, és eV nagyságrendû.

A fotokatód másik jellemzõ paramétere a kvantumhatásfok, amely alatt a kilépõ elektronok átlagos számát értjük egy fotonra vonatkoztatva. További fontos jellemzõje a fotokatódnak a spektrális érzékenység. Csak olyan anyagok alkalmazhatók fotokatódként, amelyek a 400-500 nm hullámhossz-tartományban a legérzékenyebbek, mert ebbe a tartományba esik a szcintillátorok emissziós spektrumának maximuma.
 

• Vidikon kamera (Almár-Both-Horváth, 1996)

  Képfelvevõ csõ, amely a fény hatására ellenállását változtató felületet tartalmaz, erre vetíti az optikai rendszer a képet. A felpárologtatott antimon-trioxid félvezetõ réteg csak a megvilágított helyeken válik vezetõvé. A fény beesési irányából ezt a felületet átlátszó vezetõréteg, a jel-lemez határolja, amelyen az optikai képnek megfelelõ töltéskép keletkezik. A katód felõli oldalon a megvilágítás erõsségének megfelelõ elektronhiány, vagyis pozitív töltés (pozitív kép) marad, amelyet a letapogató elektronsugár a kép minden végigpásztázásakor újra negatív potenciálra tölt fel.
   

• Fabry-Perot interferométer (Almár-Both-Horváth, 1996)

  A Fabry-Perot interferométer olyan fényfelbontó eszköz, amelyet két sík, üveg- vagy kvarclap által határolt plánparalel levegõréteg alkot. Minden egyes belépõ sugár több kilépõ sugárra bomlik, s ezeket egy lencse gyújtópontjában egyesítve, interferenciájuk nagymértékben erõsítheti egymást. A berendezéssel igen nagy felbontóképesség érhetõ el.
   

• fotopolariméter (Almár-Both-Horváth, 1996)

  A polariméter olyan mûszer, amelynek segítségével meghatározható az égitest adott pontjáról érkezõ fény polarizáltságának mértéke. Például a Pioneer-10 és -11 szondákon elhelyezett leképezõ fotopolariméter egyidejûleg két színben (kék tartomány: 390-490 nm között, illetve vörös tartomány: 580-700 nm között) végez polarimetriai és radiometriai méréseket. Optikai eleme egy 25,4 mm-es Makszutov-távcsõ. A fényt egy Wollaston prizma (kvarcból vagy mészpátból készült kettõs prizma, amelyben a két prizma optikai tengelye merõleges egymásra) két, egymásra merõleges síkban polarizált nyalábra bontja. A fókuszsíkba szûrõkereket helyeztek el szûrõkkel és kalibrációs forrásokkal. Egy 45°-os dikromatikus tükör a kék fényt visszaveri, a vöröset pedig átengedi. Végül olyan csatornás sokszorozó (Channeltron) detektorok regisztrálták az intenzitást, amelyekben nagy elektromos potenciálgradiens segítségével minden nagyenergiájú részecske becsapódása lavinaszerû elektronáramot hoz létre. Az impulzus magassága a részecske energiájával arányos.

   

  ---

3. Távcsövek, megfigyelések a Föld felszínérõl

 
3.1. A távcsövek felépítése, mûködése, típusai (Budó-Mátrai, 1989; Kulin, 1980)

A távcsövek (teleszkópok) feladata távoli tárgyak látószögének megnövelése. Aszerint, amint leképezõ rendszerük csak lencséket vagy pedig tükröt is tartalmaz, lencsés távcsövek (refraktorok) és tükrös távcsövek (reflektorok) különböztethetõk meg.

Mivel megfelelõ minõségû lencsét kb. 1 m-nél nagyobb átmérõjûre nemigen lehet készíteni, tükrök viszont alumíniumnak üvegfelületre való párologtatásával jóval nagyobb méretben is elõállíthatók, az 1 m-nél nagyobb objektívátmérõjû távcsövek mind tükrös távcsövek. Másrészt, a lencsés távcsövek optimális átmérõje kb. 1 m, mert ennél nagyobb méret esetén a lencse vastagságából adódó fényveszteség meghaladja az átmérõ növelése által elért fénynyereséget. (A távcsöveknél alapvetõ fontosságú, hogy minél több fényt gyûjtsenek be, hiszen így halványabb objektumok is megfigyelhetõk.) Ezen okok miatt manapság a tükrös távcsövek dominanciája igen jelentõs; a mûholdakon elhelyezett távcsövek is mind tükrös távcsövek.

A tükrös távcsövek közös jellemzõje, hogy objektívjük homorú tükör (forgási paraboloid vagy hiperboloid), az okulár pedig gyûjtõlencse (ill. a fotografikus távcsövekben az okulárnak nincs szerepe). A távcsövet alkotó optikai elemek fajtája és elhelyezése (az ún. elrendezés) alapján többfajta tükrös távcsövet különböztetünk meg. Ezek közül én csak azokat a típusokat ismertetem, amelyek a jelenkori csillagászatban (a mûholdakon) a leggyakrabban használatosak.

3.1.1. Schmidt-távcsõ

A közönséges parabolatükörnél fellép a kóma elnevezésû optikai hiba. Ez a hiba azt eredményezi, hogy az optikai tengelyen kívüli csillagok képe torzul. Vizuális észlelésnél - ahol csak a kép közepének környezetében van szükség jó leképezésre - a kóma kevésbé zavaró, mint fotografikus felvételeknél, ahol a kép széléig terjedõen van szükség éles csillagképekre. B. Schmidt 1931-ben kómamentes távcsövet készített.

A fénysugarak elõször a tükör kétszeres gyújtótávolságában elhelyezett korrekciós lemezen haladnak keresztül, és csak ezután jutnak a homorú gömbtükörre. Az igen bonyolult görbületû korrekciós lemez szinte tökéletes, kómától, asztigmatizmustól és szférikus aberrációtól mentes képet ad a képsíkba elhelyezett (meggörbített) fotografikus lemezen vagy filmen. (Az ilyen szerelésû távcsõvel nem lehet közvetlenül vizuális megfigyeléseket végezni.)

A Schmidt-távcsõvel vagy válfajaival - pl. Maksutov távcsövében a korrekciós lemez szerepét gömbi meniszkuszlencse tölti be - a nagy látótér (akár 50° ) mellett 1:1-nél is nagyobb relatív nyílás, tehát igen nagy fényerõ érhetõ el. (A relatív nyílás - más néven nyílásviszony - a tükör átmérõjének és a fókusztávolságnak a hányadosa.) Az 1:0,3 nyílásviszonyú szuper-Schmidt rendszerû távcsõ speciális célokra készült. A látómezõ meghaladja az 50°-ot is; az ilyen távcsöveket nagy csillagmezõk átvizsgálására, meteorok, sarki fények, mûholdak fényképezésére használják.

3.1.2. Cassegrain-szerelésû távcsõ

A Cassegrain-féle elrendezésben a középen átfúrt parabolikus fõtükörrõl reflektált sugarak a domború hiperbolikus segédtükörre esnek, és errõl visszaverõdve hozzák létre az okulárral szemlélhetõ képet. Ily módon aránylag kis csõhosszúság (ún. tubushossz) mellett nagy "effektív gyújtótávolság" érhetõ el, mert a domború segédtükör a róla visszavert sugarak konvergenciáját csökkenti ("fókusznyújtás").

A Cassegrain-távcsõhöz nagyon hasonló a Nasmyth-szerelésû távcsõ, de ennek fõtükrét nem fúrják ki középen, hanem egy síktükröt helyeznek el a fõ- és segédtükör közé, ami a távcsõ oldalán elhelyezett okulárra továbbítja a fénysugarakat.

3.1.3. Ritchey-Chrétien-szerelésû távcsõ

A XX. században fejlesztették ki a Ritchey-Chrétien-szerelésû teleszkópot, mely korunk legmodernebb csillagászati távcsöve; a légkörön túli csillagászatban is ezt a típust alkalmazzák leggyakrabban.

Ennek a mûszernek mindkét tükre forgási hiperboloid alakú, a fõtükör homorú, míg a segédtükör domború. A két tükör gyújtótávolságának viszonyát úgy határozzák meg, hogy a primer fókuszpont elõtt elhelyezett segédtükör a fõtükör közepén lévõ nyíláson kivetíthesse az égitest összegyûjtött fényét. (Mintha az elõbbi ábrán a fõtükröt hiperboloidra cserélnénk.) Ezzel az elrendezéssel nagy fényerõ és nagy (kb. 1 fok) korrigált látómezõ érhetõ el. Ha a teljes látómezõt fotografálásra használják, akkor a kép szerkezetének javítása érdekében még egy korrekciós lencsepárt is elhelyeznek a fókuszfelület elõtt.

3.2. Aktív és adaptív optika (Holl, 1994); VLT

A távcsövek leképezését lényegesen befolyásolja (értsd: rontja) a légköri turbulencia, a távcsõtükör deformálódása (saját súlya alatt, ill. a hõtágulás hatására) és a megmunkálás pontatlansága is. Az adaptív optika a légmozgások hatását küszöböli ki, míg az aktív optika a másik két problémán segít a fõ- illetve a segédtükör mozgatásával és deformálásával. Mindkét esetben valamilyen referencia-fényforrásra van szükség, aminek a torzult képe segít a korrekciók kiszámításában. Az adaptív optikánál másodpercenként nagyjából hússzor kell a bonyolult számításokat és a beavatkozást elvégezni, az aktív optikánál elég óránként néhányszor (ill. a mozaiktükrös távcsöveknél ennél gyakrabban).

`

A legfejlettebb technikát alkalmazó csillagászati kutatásban egyre nagyobb jelentõségû az adaptív optikai elemek segítségével történõ képjavítás. (Ezt a technikát egyébként eredetileg az ûrvédelmi kutatások során fejlesztették ki, és csak mintegy tíz éve vált szabaddá a polgári felhasználás számára.) A légkörben állandóan jelenlevõ hidegebb-melegebb csomók gyors mozgása miatt a csillag fénye, amely a légkör határára még sík hullámfronttal érkezik, mire a távcsõhöz ér, már "göcsörtössé" válik, sõt ez a göcsörtösség pillanatról pillanatra változik is. Ennek következtében a csaknem pontszerûnek látszó csillag pillanatról pillanatra kicsit más irányban látszik. Emiatt az expozíciós idõ végére a fotolemezen egy kiterjedt, elmosódott foltot kapunk.

Az adaptív optikai eljárás úgy segít a dolgon, hogy a vékonyabb üveganyagból készült tükröt folyamatosan deformálják a hátoldalát megtámasztó tüskék segítségével, illetve a segédtükröt billegtetik, hogy a csillag képe mégse ugráljon. Ha a kép állandóan egy helyben marad, külön képzõdnek le például olyan szoros kettõscsillagok is, melyek a régi technikával teljesen egybemosódtak volna. Ehhez persze a vizsgálandó objektum közvetlen közelében szükség lenne egy referenciacsillagra, melyet pontszerûnek tartva részletgazdag képet kapunk a bonyolultabb felépítésû célobjektumról. A baj ott van, hogy megfelelõ közelségben rendszerint igen nehéz megfelelõ fényességû csillagot találni. Éppen ezért az adaptív optikával ellátott távcsövekre még egy "lézerágyút" is felszerelnek. A lézer segítségével tûéles fénysugarat bocsátanak a vizsgálandó terület irányába (kicsit mellé). Ez a meghatározott frekvenciájú fénysugár 80- 100 km magasságban, elérve az ott található nátriumtartalmú légköri réteget, világításra gerjeszti azt. Ilymódon pontszerû "mûcsillag" jön létre, melyet referenciacsillagként használhatnak az adaptív optika alkalmazásához.

És hogy képet kapjunk az adaptív optika "jóságáról": az egyre fejlõdõ adaptív optikai elemekkel ellátott, legnagyobb földi távcsövek még a megjavított Hubble Ûrtávcsõvel is képesek felvenni a versenyt; nem véletlenül neveztem a bevezetõben ezt a technikát az (optikai) ûrcsillagászat földfelszíni alternatívájának.

VLT (Very Large Telescope) (WWW)

Az aktív ill. adaptív optikát alkalmazó teleszkópok közül az ESO (European Southern Observatory) által hamarosan üzembe állítandó VLT lesz a legnagyobb. Az obszervatórium Chile déli részén, az Atacama-sivatagban (Paranal) helyezkedik el.

A rendszer teljes kiépítettségében négy darab 8,2 m-es távcsõbõl fog állni, lehetõség van az összehangolt mûködésre (interferometria) is. Ily módon a felbontóképesség egy 130 m-es teleszkópéval lesz egyenértékû. A fénygyûjtõ-képesség tekintetében is fölülmúl majd minden eddigi optikai teleszkópot: kb. 16 m-es lesz az "effektív átmérõ".

A befejezéshez legközelebb álló elsõ egység (UT1) már 1998 júniusától alkalmas lesz tudományos megfigyelésekre (a legelsõ kép, ún. "First Light" május utolsó hetében esedékes); 2001-ig mind a négy modul mûködõképes lesz.

Az UT1 fõtükre 8,2 m átmérõjû, kb. 177 mm vastag, anyaga Zerodur. A felület kialakításának pontossága (polírozással) eléri a 20 nm-t. A tükör felületét 150 darab tüskével lehet változtatni. A segédtükör berilliumból készült konvex hiperboloid, átmérõje 110 cm.

Az optikai elrendezés Ritchey-Chrétien-rendszerû, de a Cassegrain, Coudé és Nasmyth fókuszok is használhatók. (A fókuszok közötti váltás esetén a fõtükör alakját korrigálják, ill. a segédtükröt újrafókuszálják.)

A megfigyelési hullámhossz-tartomány az optikaitól (0,3 mm) az infravörösig (kb. 25 mm) terjed. Több mint tíz különbözõ mûszer (leképezõ eszközök, spektroszkópok és többobjektumos spektroszkópok) fog üzemelni. A tudományos célkitûzések is igen szerteágazóak, ezek közül csak néhányat említek:

-  kialakulóban lévõ galaxisok tanulmányozása;

-  Naprendszeren kívüli bolygórendszerek keresése;

-  egyedi és kettõscsillagok fejlõdésének vizsgálata;

-  a sötét anyag (barna törpék) tanulmányozása;

-  a Naprendszer egyes objektumairól (bolygók, kisbolygók, üstökösök) meglévõ ismereteink pontosítása, kiterjesztése.

 

3.3. VLBI (Very Long Baseline Interferometry) (Frey, 1998)

A VLBI fõként a rádiócsillagászatban alkalmazott módszer, mellyel a felbontást lehet megnövelni. A VLBI alapelve az, hogy egymástól távol levõ rádióteleszkópokkal egyidõben ugyanazt a rádióforrást figyelik meg, s a mért jeleket mágnesszalagon rögzítik. Késõbb a szalagokat az ún. korrelátoron visszajátszva interferenciát hoznak létre, s ebbõl állítják helyre (rekonstruálják) a megfigyelt rádióforrás képét. Az ily módon összekapcsolt antennák valójában egy akkora átmérõjû rádiótávcsövet "helyettesítenek", amekkora a bázisvonal két végén levõ rádióteleszkópok távolsága, vagyis a bázisvonal hossza. Ez pedig akár több ezer kilométer is lehet, szinte az egész földtányér antennának tekinthetõ. (Az összes csillagászati megfigyelési módszer közül eddig a VLBI nyújtja a legjobb szögfelbontást.)

A VLBI mûködésének egyik feltétele a nagyon pontos idõszinkronizáció. Az atomórák teszik lehetõvé, hogy az egymástól akár kontinensnyi távolságban felvett jeleket késõbb pontosan össze tudják játszani. (Napjaink atomóráinak (hidrogén mézerek) pontossága akkora, hogy egymillió év alatt mindössze egyetlen másodpercet késnének vagy sietnének.) Az interferencia elõállításának egy másik fontos feltétele, hogy pontosan ismerjük a bázisvonal hosszát. Az eredetileg rádiócsillagászati célra kitalált VLBI-technika geodéziai alkalmazása ma már olyan magas színvonalú, hogy interkontinentális bázisvonalak hosszát is néhány milliméteres pontossággal meg tudják határozni! Végül nem feledkezhetünk meg a nagy teljesítményû mágneses adatrögzítõ-rendszerek fontosságáról sem.

4. Ûrcsillagászat

A csillagászoknak egészen az ûrkorszak kezdetéig nem volt módjuk az elektromágneses spektrum jelentõs hányadának észlelésére. De most, amikor a mûholdakat a földi légkör fölé emelkedõ pályákra lehet felbocsátani, egész sor ûreszköz - mindegyik a színkép meghatározott részének észlelésére tervezett mûszerekkel felszerelve - szolgáltatja az adatokat.

4.1. Gamma

A gamma-sugarak heves, aktív forrásokban keletkeznek, mint amilyenek a szupernóvák, a pulzárok és talán az a folyamat, amikor anyag szívódik be egy fekete lyukba. A gamma-égbolton végighúzódó fényes sáv egybeesik a Tejút sávjával. Erre rárakódva, különálló pontszerû forrásokként figyelhetõk meg a legnagyobb szupernóva-maradványok. Vannak más nagy erejû források, ún. gamma-bursterek, melyek rejtélyesen megjelennek, és aztán néhány másodperc múlva eltûnnek. De arra a rövid idõre néha erõsebben sugároznak, mint az égbolt valamennyi gamma-sugárforrása együttvéve. Úgy tûnik, ezek a sugarak a mi galaxisunkon kívülrõl érkeznek, és roppant nagy erejû események hozzák létre õket.

A CGRO (WWW)

A Compton Gammaobszervatórium (Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) a NASA második nagy ûr-obszervatóriuma. (Az elsõ a Hubble Space Telescope, HST.) Míg a HST mûszerei az infravöröstõl az ultraibolyáig (2 500 nm- 115 nm) fedik le a megfigyelt elektromágneses spektrumot, addig a CGRO négy mûszere a jóval nagyobb energiájú gamma-sugarak tartományában (30 keV- 30 GeV) folytat megfigyelést.

Ez a 4 mûszer (BATSE, OSSE, COMPTEL, EGRET) mind méret, mind érzékenység tekintetében jelentõsen felülmúlja az eddigi légkörön túli gamma-teleszkópokat. (Mivel a g -fotonok száma jóval kisebb mint az optikai fotonoké, a megfelelõ számú foton detektálásához nagyméretû mûszerre van szükség.)

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

BATSE (Burst and Transient Source Experiment)

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

COMPTEL (Imaging Compton Telescope)

A COMPTEL 1-30 MeV között érzékeny mûszer. A Compton-effektus alapján mûködõ, két rétegben elhelyezett detektorai gamma-források képeit állítják elõ. Elsõsorban aktív galaxisok, radioaktív szupernóva-maradványok és kiterjedt molekulafelhõk által kibocsátott gamma-sugárzás észlelésére alkalmas.

A detektorok felsõ rétege folyékony szcintillációs anyaggal van kitöltve, ami szórja a beérkezõ g-fotonokat (Compton-effektus). A szórt fotonokat az alsó rétegben elhelyezett nátrium-jodid kristályok nyelik el (abszorbeálják). A mûszer rögzíti a detektálás idejét, helyét és energiáját; ezek alapján meghatározza az eredeti g-foton irányát és energiáját, amibõl elõállítja a gamma-forrás képét és energiaspektrumát.

EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope)

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

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

OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment)

4 darab NaI szcintillációs számlálóból áll, 50 keV-10 MeV között detektál. A detektorok egymástól függetlenül irányíthatók, így lehetõség 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 napkitörésekrõl, szupernóva-maradványokban végbemenõ radioaktív bomlásokról és a galaxisok centrumában lezajló anyag-antianyag annihiláció sajátosságairól.

4.2. Röntgen (Almár-Both-Horváth, 1996)

A röntgen égbolt forrásai többnyire kettõs rendszerekben lévõ neutroncsillagok (esetleg fekete lyukak), amelyekre a normál kísérõcsillagból intenzív anyagáramlás folyik, s ennek lefékezõdése magas hõmérsékletet, röntgensugárzást hoz létre. (Ha egy nagyon nagy tömegû fekete lyuk vagy neutroncsillag közelében más csillag vagy gáz- és porfelhõ van, az erõs gravitációs mezõ anyagot szív el ettõl 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 lévõ szupersûrû objektum forog, akkor a téridõ felcsavarodása miatt az akkréciós korong síkja, mint egy óriási pörgettyû fõsíkja, a precesszió miatt billegni kezd. Ennek az a következménye, hogy a korong síkjának a szöge hozzánk képest periodikusan ingadozik, s az onnan érkezõ röntgensugárzás intenzitása is oszcillál. Ezt a jelenséget már sikerült megfigyelni; vö. Élet és Tudomány, 1997/49, 1546. o.) Igen erõs röntgenforrás több aktív galaxis magja, kvazárok, gáznyúlványok stb. Galaxisok összeütközése is röntgensugárzással járhat. Végül röntgenforrás a csillagok magas hõmérsékletû koronája, illetve a galaxishalmazokat körülvevõ, ugyancsak forró gázburok is.

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

4.2.1. ROSAT (WWW)

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

A ROSAT küldetése kettõs: elõször 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 idõbeli változások vizsgálata.

A mûhold tömege kb. 2,4 tonna, ebbõl több mint másfél tonna a tudományos mûszerek tömege. Az energiaellátást napelemek biztosítják, ill. (tölthetõ) akkumulátorok. Az adatrögzítõ-berendezések kapacitása 700 Mbit, ezt naponta 5-6 alkalommal továbbítja a földi követõállomásra (Oberpfaffenhofen, Németország).

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

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

4.2.2. AXAF (WWW)

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 fõtükör minden eddiginél nagyobb (120 cm) átmérõjû, az AXAF legalább 100-szor érzékenyebb lesz , mint az eddigi legérzékenyebb röntgentávcsõ; a készítendõ felvételek élessége (felbontása) pedig 10-szer jobb lesz.

 
 

	Tükörátmérõ [cm]	Fókusztávolság [m]	Felbontás [ívmásodperc]	Max. fókuszált energia [keV]	Tükörbevonat anyaga
Einstein	58	3,45	4	5	Ni
ROSAT	84,5	2,4	4	2	Au
ASCA*	40/modul	3,8	75	12	Au
AXAF	120	10	0,5	10	Ir

^* japán röntgenhold

Az eddig elvégzett tesztek alapján az AXAF tükre a beérkezõ 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 gyûjtõfelülete és a rendkívüli érzékenység segítségével tanulmányozhatók lesznek extrém halvány röntgenforrások is. Csillagok ezreirõl készülhet minden eddiginél részletesebb színkép, melybõl pontosan meghatározható a hõmérsékletük, összetételük, a korona sûrûsége és számos más fizikai paraméter. Mivel a nagyobb energiájú röntgensugarak áthatolnak az intersztelláris anyagon (gáz, por stb.), megfigyelhetõ lesz a Tejútrendszer centruma felõl érkezõ sugárzás. A galaxisunk spirálkarjaiban lévõ röntgenforrások sugárzása szintén mérhetõ lesz, amibõl a források tulajdonságaira következtethetünk (l. fent). Az M31-ben (Androméda köd) lévõ források (bright bulge sources) által kibocsátott sugárzás is elég erõs lesz ahhoz, hogy mérhetõ legyen a fénygörbéjük. A fénygörbék alapján azonosíthatók lesznek a kettõscsillagok; A Virgo-halmaz galaxisaiban lévõ fényesebb kettõscsillagok szintén megfigyelhetõk majd, csakúgy, mint a fényesebb röntgenforrások galaxisok százaiban; megmérhetõ lesz a luminozitásuk is. Közvetett módon, egyes objektumfajták (standard candles) segítségével nagy pontossággal meghatározható lesz a közelben lévõ galaxisok távolsága, amibõl 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 megfigyelhetõ térbeli tartomány, így a Világegyetem korai állapota tanulmányozható.

Az AXAF mûszerei közt lesz két leképezõ detektor és két készlet áteresztõ rács. Észlelési tartomány: 100 eV-10 keV.

A fõtükör 4 pár tükrözõ felületbõl áll, a szokásos Wolter-1 elrendezésû. 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 egyidejûleg használható képkészítésre és spektroszkópiai vizsgálatokhoz.

4.2.3. XMM (WWW)

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

Az XMM elsõdleges célja az 1-100 millió K hõmérsékletû plazmák vizsgálata. Az ilyen magas hõmérsékletû plazmák, energiájuk jelentõs részét a röntgentartományban (0,1-5 nm; 250 eV-12 eV) sugározzák ki. Összetételüket tekintve, fõleg 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 gyûjtõfelülettel (200 m²) rendelkezik a tükör.

Az XMM fontosabb paraméterei:

-  Megfigyelési hullámhossz-tartomány: 0,1-5 nm

-  Szögfelbontás: kb. 20 ívmásodperc (4 nm-en)

-  Látómezõ:  kb. 30´30 ívperc

-  Felbontóképesség: 100-600 (0,5-3,5 nm között)

-  Akár 42 órán keresztül tartó, folyamatos megfigyelés.

Detektorok :

-  3 CCD, a modulok (elsõdleges) fókuszában;

-  2 reflexiórá