Tenma

Tenma (てんまTenma ) on  toinen japanilainen avaruussatelliitti , jonka aluksella on röntgenobservatorio . Observatorion on suunnitellut ja rakentanut ISAS (宇宙科学 研究所) Minoru Odan johtama suunnittelutiimi . Observatorion käynnistämiseen asti 20. helmikuuta 1983 sen työnimi oli Astro-B. Satelliitin nimi tarkoittaa "pegasusta" . Observatoriosatelliitti pyöri akselin ympäri, jota pitkin pääinstrumenttien optiset akselit suunnattiin. Observatorion päätehtävänä oli saada lähteiden spektrit galaksissamme ja sen ulkopuolella tuolloin ennätyksellisen spektriresoluutiolla yli 2-30 keV:n energia-alueella, mikä tuli mahdolliseksi, koska aluksella oli tuikespektrometrejä , joiden teho oli kaksinkertainen. paras spektriresoluutio.verrattuna aikansa tyypillisimpiin röntgenilmaisimiin, suhteelliset laskurit. Observatorion akkujen vian jälkeen heinäkuussa 1984 havaintojen tehokkuus laski katastrofaalisesti - havainnot tulivat mahdollisiksi vain Maan valoisalla puolella. Siitä huolimatta havaintoja jatkettiin aika ajoin 11.11.1985 asti. Satelliitti tunkeutui ilmakehän tiheisiin kerroksiin ja romahti 19. tammikuuta 1989.

Työkalut

Observatoriossa oli 4 pääinstrumenttia. [yksi]

GSPC

GSPC, kaasutuikelaskuri, koostui kymmenestä ilmaisimesta, jotka yhdistettiin kolmeen erilliseen kokeeseen, joista kahdella oli kummankin tehollinen kokonaispinta-ala 320 cm² ja kollimaattorit, joiden mitat olivat 3,1 x 3,1 ja 2,5 x 2,5 astetta (leveys puolessa). korkeus), kolmannen pinta-ala oli 80 cm² ja näkökenttä 3,8 astetta. Ilmaisimet koostuivat keraamisista kaasukammioista, jotka oli täytetty ksenonilla (93 %) ja heliumilla (7 %) paineessa 1,2 atm. Ilmaisimen sisääntuloaukko peitettiin kuperalla 100 mikronia paksulla berylliumlevyllä. Spektrometrin kolmas osa (SPC-C) oli varustettu pyörivällä moduloivalla kollimaattorilla, jonka lähetysleveydet olivat 34 ja 43 kaariminuuttia kohtisuorassa toisiinsa nähden. Tällä laitteella oli kyky määrittää kirkkaiden lähteiden paikat useiden kaariminuuttien tarkkuudella. Laitteen energiaresoluutio oli noin 9,5 % 6 keV:lla, mikä on kaksi kertaa parempi kuin perinteiset suhteelliset laskurit. Laitteen energia-asteikkoa ohjattiin radioaktiivisella kadmiumin isotooppilla (22,1 keV emissiolinja). Laitteen taustatapahtumat suodatettiin pois analysoimalla signaalin nousuaika tunnistuspiirissä. Käytetty algoritmi mahdollisti yli 70 % taustatapahtumien seulonnan energia-alueella 2–20 keV. Ilmaisimien tapahtumat digitoitiin 256 kanavaksi, jotka on järjestetty kvasilogaritmisesti. [2]

XRC

Röntgenkeskitinjärjestelmä - XRC - koostui kahdesta samansuuntaisesta komponentista. Kumpikin puolisko oli järjestelmä, jossa oli yksiulotteinen röntgenpeili (neljä paria paksuja lasilevyjä) ja paikkaherkkä suhteellinen laskuri. Laitteen käyttöenergia-alue on 0,1-2 keV, maksimi tehollinen pinta-ala 7 cm² (ilmaisimen tehokkuus huomioiden) 0,7 keV:n energialla. Laitteen näkökenttä 5×0,2 astetta jaettiin 7 osaan. Kaasumittari täytettiin puhtaalla metaanilla paineessa 210 Torr (lämpötilassa 20 °C), sisääntuloikkuna peitettiin 0,8 µm paksulla polypropyleenikalvolla ja 0,2 µm paksuilla Forvarilla ja Lexanilla kaasuvuodon estämiseksi. Kalvon sisäpuoli päällystettiin 200 angströmin paksuisella alumiinikerroksella ultraviolettifotonien ja kolloidisen hiilen katkaisemiseksi tiheydellä 20 mikrogrammaa/cm². Havainnot osoittivat, että puolet XRC-instrumentista vuoti nopeasti kaasua.

TSM

Transient Source Monitor, vaihtelevien lähteiden monitori, koostui kahdesta ryhmästä ilmaisimia (koko näkökenttä oli halkaisijaltaan noin 100 astetta). Yksi ryhmä muodosti Hadamard-teleskoopin (HXT), toinen - skannauslaskurin (ZYT). Hadamard-järjestelmän teleskooppi koostui paikkaherkästä ilmaisimesta ja kaukoputken aukossa sijaitsevasta maskista. Ilmaisinmittauksista oli mahdollista rekonstruoida yksiulotteinen taivaskartta. Koska kahden ilmaisimen maskit sijaitsivat kohtisuorassa toisiinsa nähden, oli mahdollista palauttaa kirkkaan röntgenlähteen hetkellinen sijainti instrumenttien näkökentässä. Tämän lisäksi kunkin ilmaisimen tiedoista saatiin satelliitin kiertotiedon avulla kaksiulotteinen kartta taivaasta. ZYT-pyyhkäisyteleskooppijärjestelmä koostui kahdesta kaasulaskimesta, joiden tehollinen pinta-ala oli 63 cm² ja joiden näkökentät olivat noin 2x25 astetta ja jotka sijaitsevat 40 asteen kulmassa toisiinsa nähden. Ilmaisintiedot ja tiedot pyörivän satelliitin suunnasta mahdollistivat taivaankuvan rekonstruoinnin noin 1-2 asteen kulmaresoluutiolla.

RBM/GBD

Kaksi RBM/GBD-tuikelaskuria (käyttöenergia-alue 10-100 keV), joiden tehollinen pinta-ala oli 7 cm², palveli pääasiassa säteilytilanteen seurantaa. Yksi laskuri suunnattiin observatorion pääinstrumenttien optista akselia pitkin, ja toinen skannasi taivasta tietyn kulman päässä siitä. Sintillaattorien näkökenttä on 1 steradiaani. Lisätehtävä RBM/GBD -instrumenteille oli gammapurskeiden havaitseminen .

Päätulokset

Observatorion tärkeimpiä tuloksia ovat:

• Ensimmäinen yksityiskohtainen tutkimus useiden galaktisten röntgenlähteiden ajallisesta ja spektraalisesta vaihtelusta. Ensimmäiset tutkimukset akkretion kiekkojen käyttäytymisestä [1]
• Röntgenlähteistä peräisin olevien emissiolinjojen havaitseminen galaksissamme ja sen ulkopuolella [2]
• Päästölinjojen löytäminen Galaxyn "harjanteen" läheltä , mikä osoitti ensimmäistä kertaa, että "harjanteen" säteilyn pitäisi syntyä kuumassa plasmassa [3]

Muistiinpanot

1. ↑ Röntgentähtisatelliitti Tenma . Haettu 1. marraskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2018. (määrätön)
2. ↑ Aluksella olevien kaasutuikesuhteellisten laskurien suorituskyvyn tarkastus . Haettu 1. marraskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2018. (määrätön)

Katso myös

• Ginga
• ASCA
• Luettelo avaruusaluksista, joissa on röntgen- ja gamma-ilmaisimet