EXOSAT

Exosat ( European X -ray O observatory SAT elite ) ,  alun perin nimeltään HELOS ( Highly Eccentric Lunar Occultation Satellite ) , on  Euroopan avaruusjärjestön kiertoradalla sijaitseva röntgenobservatorio . Hän työskenteli Maan kiertoradalla toukokuusta 1983 huhtikuuhun 1986 . Tänä aikana observatorio on tehnyt 1780 havaintoa eri luokkien taivaan röntgenobjekteista. 6. huhtikuuta 1986 satelliitin asennonhallinnan vika johti hallinnan menettämiseen. 6. toukokuuta 1986 kiertoradan asteittaisen heikkenemisen seurauksena satelliitti saapui ilmakehän tiheisiin kerroksiin ja paloi.

Kun otetaan huomioon alun perin suunnitellut Kuun lähteiden pimennyshavainnot, valittiin korkean apogeen kiertorata , jolla on korkea kaltevuus (melkein kohtisuorassa Kuun kiertoradan tasoon nähden) . Tällainen kiertorata mahdollisti merkittävästi lisäämään taivaan aluetta, jonka lähteet Kuu peittää. Tällaisen kiertoradan (kiertoradalla noin 90 tuntia) ansiosta observatorio suoritti suuren määrän jatkuvia pitkäaikaisia, jopa kymmeniä tunteja kestäviä havaintoja, mikä auttoi suuresti tutkimaan kiertoradan pitkän aikavälin vaihtelua. sekä galaktisia että ekstragalaktisia kohteita.

Exosatin historia

Vuosina 1967-1969 Euroopan avaruusjärjestö tarkasteli kahden observatorion projekteja - joissa oli röntgen- ja gammasäteilylaitteita aluksella (Cos-A), sekä vain gamma-observatoriota ( Cos-B ). Harkinnan alkuvaiheessa Cos-A-projektia ei tuettu, vaan Cos-B-projekti väistyi, joka sen seurauksena toimi kiertoradalla vuosina 1975-1982 . Vuonna 1969 ehdotettiin HELOS-projektia ( Highly Eccentric Lunar Occultation Satellite ) , jonka tehtävänä olisi määrittää kirkkaiden röntgenlähteiden sijainti käyttämällä niiden kuunpimennyksiä. Vuonna 1973 projekti sai observatorion ominaisuudet - pääpaino siirtyi lähteiden sijainnin määrittämisestä kuunpimennyksiä käyttämällä suoriin röntgenlähteiden ominaisuuksien havainnointiin, joukko instrumentteja lisättiin ja projekti nimettiin uudelleen Exosatiksi. , on Euroopan avaruusjärjestön hyväksymä.  

Päätettiin, että observatorion havainnot olisi asetettava laajan tiedeyhteisön saataville, ei vain instrumenttien kehittämiseen osallistuville ryhmille, kuten tehtiin kaikissa aiemmissa Euroopan avaruusjärjestön hankkeissa (vuoteen 1972 asti).  - Euroopan avaruustutkimusjärjestö). Myös ESA oli ensimmäistä kertaa suoraan mukana hankkeen kehittämisessä ja rahoituksessa instrumentaaliryhmien kanssa.

Heinäkuussa 1981 ESA julisti ESAn jäsenmaiden kesken kilpailun tieteellisten havaintojen suorittamiseksi Exosatin observatoriossa. Marraskuuhun 1981 mennessä, jolloin haku päättyi, yli 500 hakemusta oli vastaanotettu. Näistä viidestäsadasta hakemuksesta 200 havaintoa oli tarkoitus tehdä observatorion yhdeksän ensimmäisen toimintakuukauden aikana.

Ensimmäistä kertaa ESA-satelliittien historiassa Exosat-observatoriossa oli digitaalinen on-board-tietokone ( OBC ), jonka päätehtävänä oli käsitellä aluksella olevia tieteellisiä tietoja [1] [2] eikä valvoa satelliitin toimintaa ja toimintaa. sen suuntaa. OBC sisälsi kaksi 8192 sanan muistipankkia, kooltaan 16 bittiä [3] . Ajotietokoneen joustavuuden lisäämiseksi se oli mahdollista ohjelmoida uudelleen kiertoradalla.

Ainutlaatuisen kiertoradansa (korkea apogee ja korkea kaltevuus) vuoksi observatorio ei tarvinnut merkittävää sisäistä muistia - tieteellisten havaintojen aikana observatorio oli aina suorassa yhteydessä Villafrancassa ( Espanja ) sijaitsevalle ESAn seuranta-asemalle.

Työkalut

Observatoriossa oli neljä pääinstrumenttia [1]  – kaksi vino-insidenssiröntgenteleskooppia CMA , laaja-alainen kaasun suhteellinen laskuri ME ja GSPC - kaasutuikelaskuri .

CMA

Kaksi identtistä vino-insidenssiröntgenteleskooppia koostuivat kahdesta putkesta, jotka oli työnnetty toisiinsa Voltairen tyypin I optiikkaperiaatteen mukaisesti ja jotka heijastivat röntgensäteitä energia-alueella 0,04-2 keV. Teleskooppien polttoväli on 1,1 m, sisääntuloaukon halkaisija 30 cm Teleskooppien kulmaresoluutio optisella akselilla on 24 kaaria. sekuntia heikkenemällä 4 kaarisekuntiin. minuuttia 1 asteen etäisyydellä näkökentän akselista . Teleskooppien polttotasoon voidaan asentaa joko CMA-ilmaisimet (Channel Multiplier Array, mikrokanavakamera) tai PSD-ilmaisimet (Position Sensitive Detector, kaasulaskuri ) . Jokaisen teleskoopin taakse voitiin asettaa diffraktiohila , jonka jälkeen spektri voitiin ottaa CMA-ilmaisimilla. Yhden kaukoputken diffraktiohilassa oli 500 juovaa/mm (LE2+CMA2 8-400Å), toisen 1000 juovaa/mm (LE1+CMA1 8-200Å), mikä antoi spektriresoluutioksi 2Å ja 1Å energioilla. >0,25 keV ja 5Å yli aallonpituuden 304Å molemmissa kaukoputkissa.

CMA-ilmaisin ei tarjonnut energiaresoluutiota, mutta karkeaa tietoa lähteiden spektreistä voitiin saada käyttämällä laajakaistasuodattimia. CMA-ilmaisimien tehokkuus laski 0,15 keV:n 30 %:sta 7 %:iin 1,5 keV:lla. CMA-detektori oli herkkä ultraviolettifotoneille , mikä johti tiettyihin vaikeuksiin havainnoida alueita, joissa oli kirkkaita O- tai B-luokan tähtiä.

Röntgenteleskooppien työ oli täynnä erilaisia ​​vaikeuksia. Molemmat PSD-ilmaisimet epäonnistuivat instrumentin kalibrointivaiheessa . Yksi CMA-ilmaisimista (CMA2) epäonnistui lokakuussa 1983 . Mekanismi, joka vastaa diffraktiohilan sijoittamisesta LE1-teleskoopin taakse, epäonnistui 15. syyskuuta 1983. Jäljellä oleva CMA-ilmaisin toimi oikein tehtävän loppuun asti.

MINÄ

ME (Medium Energy experiment) -instrumentti koostui kahdeksasta suhteellisesta laskurista, joiden kokonaispinta-ala oli 1600 cm 2 ja näkökenttä 45 kaariminuuttia (leveys puolikorkeudella), joita rajoitti kollimaattori . Laitteen energia-alue on 1-50 keV.

Jokainen suhteellinen laskuri sisälsi kaksi kaasukammiota, joita erotti 1,5 mm:n berylliumkerros . Tiskin yläosa oli täytetty argonilla, alaosa xenonilla . Jokainen laskuri oli varustettu sarjalla virrankeräysjohtoja, jotka tarjosivat 21 %:n energiaresoluution 6 keV:lla argonkammiolle ja 18 %:n jännitteellä 22 keV ksenonkammiolle. Kammioihin rekisteröidyt tapahtumat tallennettiin 128 energiakanavaan energia-alueella 1-20 keV ja vastaavasti 5-50 keV.

ME-instrumentin tausta oli erittäin vakaa ja sen määrittivät pääasiassa aurinkotuulen hiukkasvasteet ja jäännösplutoniumin radioaktiiviset hajoamisviivat berylliumikkunoissa ja ilmaisimen rungossa. Ajoittain (yleensä kerran puolessa vuodessa) aurinkomyrskyt johtivat siihen, että instrumentin tausta nousi useita suuruusluokkia ja siksi laitteen toiminta pysähtyi tällaisten tapahtumien ajaksi. Instrumentin taustan vähentämisen optimoimiseksi puolet ME-ilmaisimista voidaan kääntää pois lähteestä "kirkkaan taivaan" taustan mittaamiseksi (tavallinen taustan tarkkailuaika on useita tunteja). 20. elokuuta 1985 yksi ilmaisimista epäonnistui.

Tärkeä osa ME-ilmaisimien toimintaa oli ajotietokoneen käyttö. Havainnon tavoitteista riippuen oli mahdollista uhrata ilmaisimien spektriinformaatiota nostamalla ajallista erottelukykyä ja päinvastoin. Siellä oli kuitenkin tietty miinus - ajotietokoneen tapahtumien käsittely johti ylimääräisen kuolleen ajan ilmaantumiseen, riippuen ilmaisimen laskentanopeudesta.

Päätulokset:

• Useiden galaktisten lähteiden röntgensädevirran kvasiperiodisten värähtelyjen löytäminen [2]
• Aktiivisten galaktisten ytimien röntgensäteiden vaihtelevuuden tehospektrit saatiin ensimmäistä kertaa [3]

GSPC

GSPC ( Gas Scintillation Proportional Counter ) kaasutuikelaskurin energiaresoluutio oli 4,5 % 6 keV:lla, mikä oli useita kertoja parempi kuin ME-instrumentissa. Tehokas työkalupinta-ala on 100 cm². Energiatietoa tapahtumista tallennettiin 256 kanavalle.

Laitteen toiminnassa käytettiin erilaisia ​​vahvistusvaihtoehtoja, jotka mahdollistivat instrumentin tehollisen toiminta-alueen muuttamisen: vahvistus 1 = 2-32 keV, vahvistus 2 = 2-16 keV ja vahvistus 0,5 = 2-64 keV. Jälkimmäistä käytettiin vain röntgentaivaan kirkkaimpaan lähteeseen - Scorpio X-1 . Laitteen lämpötilasta johtuvat sisäisen vahvistuksen (vahvistuksen) vaihtelut otettiin huomioon seuraamalla kahden taustaemissiolinjan sijaintia energioilla 10,54 keV ja 12,7 keV, jotka aiheutuivat lyijykollimaattorimateriaalin fluoresenssista ja radioaktiivisesta hajoamisesta. jäännösplutonium berylliumikkunassa. Ksenonin absorptioreunan sijaintia 4,78 keV:ssa käytettiin myös vahvistuksen seurantaan.

Instrumentin taustatapahtumat katkaistiin analysoimalla nykyisen purskeen pituus. Soittimen taustaspektrin muoto pysyi muuttumattomana lyhyillä aikaskaaloilla, mutta muuttui pitkillä. Laitteen vakiotyyppinen tieto oli spektrijoukko 256 kanavalla, jonka aikaresoluutio oli 8 sekuntia. Laite toimi normaalisti tehtävän loppuun asti.

Päätulokset:

• Emissioviivojen havaitseminen eri luokkien kohteissa ( aktiiviset galaktiset ytimet , elliptiset galaksit ) [4]

• SS433- lähteen relativistisesta suihkusta tulevan voimakkaasti ionisoidun raudan emissiolinjojen liikkeiden havaitseminen . Liikkeet johtuvat relativistisen suihkun precesiosta [ 5]

Katso myös

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

Muistiinpanot

1. ↑ Exosat-avaruusaluksen tietojenkäsittelyalijärjestelmä
2. ↑ 1988MmSAI..59 7W Sivu 7
3. ↑ P. Bares. Maatukiohjelmisto Exosat-ajotietokoneelle / IFAC Automatic Control in Space, Proceedings of the Ninth IFAC/ESA Symposium. 1982

Linkit

• EXOSAT-observatorio  — Avaruuslentokeskuksen observatorion sivu. Goddard

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)