A már több mint fél évszázada tartó űrkorszak alatt a világűrből végzett észlelések a csillagászat szerves részévé váltak. A földi bázisú megfigyeléseknek nem konkurenciái, hiszen az elektromágneses színkép széles tartományainak fotonjai nem is érik el bolygónk felszínét, így csak a légkörön túl működő műszerekkel detektálhatók. A két észlelési mód inkább kiegészíti egymást, s olyan lehetőségeket biztosít, melyekkel a csillagászok a megfigyelt égitestekről az elektromágneses spektrum szinte minden szegmensében kaphatnak információt. A cikkben összefoglaljuk, hogy miért célszerű, illetve kell megfigyeléseket a világűrből végezni, melyek az űrcsillagászat történetének legfontosabb momentumai, milyen módon detektálhatók a különböző hullámhosszú sugárzások, illetve milyen pályákon mozognak az űrteleszkópok. Kiemelünk néhányat az űrtávcsövekkel elért legfontosabb eredmények közül, végül pedig kitekintünk a közeljövő legfontosabb űrcsillagászati terveire.
A földi légkör hatásai
Távcsövek és más csillagászati műszerek űreszközökre történő telepítésének indokait három fő csoportba lehet sorolni.
(1) Legfontosabb szempont, hogy a földi légkör molekulái a világűrből érkező elektromágneses sugárzás jelentős részét elnyelik vagy szórják, így az atmoszféra csak viszonylag szűk „ablakokban” engedi át teljesen a fotonokat (1. ábra). Ilyen, a földfelszínről történő megfigyelésre is alkalmas szegmens az ún. optikai vagy látható tartomány, melyben az emberi szem is érzékeny. Ennek szélessége a teljes spektruméval összevetve kicsi, mindössze 400-500 nm körüli. A légkör még a látható tartomány rövid és hosszúhullámú széleinél érkező fotonok egy részét is átengedi, azaz némi ultraibolya és ennél valamivel több infravörös sugárzás is leérkezik a felszínre, utóbbi traktusban az áteresztési görbe kisebb-nagyobb lokális ablakokkal tarkított, de a 100 mikrométer és az 1 mm közötti tartományban teljes az elnyelés. A néhány cm és a kb. 10 m közé eső hullámhosszú rádióhullámok számára a légkör szintén átjárható, az ennél hosszabb hullámhosszúak számára azonban már nem. Az optikai tartományban érkezőknél nagyobb energiájú fotonokat az atmoszféra teljesen elnyeli, ami az észlelő mint csillagász számára szomorú, de az észlelő mint élőlény számára felettébb megnyugtató. Az ultraibolya sugárzást zömmel az ózonréteg nyeli el, de szerepet kap az oxigén- és nitrogénmolekulák disszociációja is. A röntgensugárzást az ionizáló hatása, míg a gammafotonokat a Compton-szórás és a párkeltés állítja meg a légkörben. Az infravörös és szubmilliméteres tartományban főként a víz és a szén-dioxid felelős az elnyelésért, és a mikrohullámokat is főleg a vízpára fogja meg. A 30 métert meghaladó hullámhosszú rádiósugárzást az ionoszféra veri vissza. Tehát légkörünkön az optikai tartományban és a rádiótartomány egy részében láthatunk át gyakorlatilag teljes mértékben, a többi frekvencia részben vagy egészében blokkolt.
1. ábra. A földi légkör áteresztőképessége a hullámhossz függvényében. A földfelszínről csak két ablakon tudunk kitekinteni, a viszonylag szűk optikai tartományban és a rádiótartomány egy szélesebb szegmensében. A többi hullámhossztartomány vagy nagy magasságból, vagy csak a világűrből vizsgálható. (NASA/IPAC nyomán)
(2) Sajnos az atmoszféra hatása még a sugárzás számára egyébként átlátszó tartományokban is megmutatkozik, különösen igaz ez az optikai tartományra. Az észlelés szempontjából a világűrből a földfelszíni teleszkóp műszerébe érkező elektromágneses sugárzás számára az esetenként sok milliárd fényéves út megtétele után az utolsó néhány száz kilométer a legkritikusabb. Természetesen a kibocsátó objektum és a légkör felső határa között is torzul a sugárzás által a forrásról hordozott információ, ez azonban a köztes térrész fizikai állapotába és folyamataiba engedhet betekintést, így sok esetben hasznos is. A légkörön áthatoló sugárzás azonban már lényeges információvesztéssel járó torzulásokat szenved. Az atmoszféra tetején még síknak tekinthető hullámfrontok a légkör turbulens, körülbelül arasznyi méretű, más sűrűségű, nyomású és így törésmutatójú celláin áthaladva eltorzulnak, és e szcintilláció miatt a pontszerű kibocsátó forrást minden pillanatban más-más irányban látjuk. Az észlelőhely feletti légrétegek aktuális állapotát jól jellemzi, hogy ez az iránybeli „ugrálás” milyen mértékű. A megfigyelés szempontjából nyilván az a jó, ha minél kisebb. Magyarországon tipikus az 1-2 ívmásodperces érték, ami a Föld nagyon jó asztroklímájú helyein (pl. a chilei Atacama-sivatagban) lemehet 0,4 ívmásodpercre is, a műszerek felbontóképességének elméleti határa azonban nem érhető el miatta.
(3) A légkörben történő fényszóródás miatt az éjszakai égboltnak is van háttérfényessége, amelybe a halványabb égitestek beleveszhetnek. Ez a háttérfényesség különösen nagy a kivilágított nagyvárosok közelében, s felső határt szab az alkalmazható expozíciós időknek, ezzel pedig az elérhető határmagnitúdónak. A vázolt problémák az űreszközökre telepített teleszkópok esetén nem játszanak szerepet, cserében természetesen vannak helyettük mások, ezek azonban az űrtechnika mai állása mellett nagy részben már megoldottnak tekinthetők. Az előnyök taglalásának sorában érdemes még két tényt megemlíteni. Az egyik az, hogy az űrben mozgó teleszkópok optikai elemeit a súlytalanság miatt nem érintik a földfelszíni távcsövek tükreinek a saját súlyuk miatt a teleszkóp különböző helyzeteiben fellépő deformációi, s ez a leképezés minősége szempontjából elsődleges fontosságú. A másik, hogy megfelelő pályákra irányított űrteleszkópokkal hosszú, egybefüggő adatsorok is nyerhetők, ami több asztrofizikai vizsgálatnál nagyon fontos. Ez földi bázisú teleszkópokkal a nappalok és éjszakák változása miatt csak hálózatban észlelő távcsövekkel oldható meg, az időjárási hatások miatt azonban ez sem működik mindig tökéletesen, s nyilván az adatsorok egyenletes minősége sem biztosított az észlelések során igénybe vett műszerek különbözősége miatt.
Az űrcsillagászat rövid története
Bár az űrkorszak nyitányának hivatalos dátuma 1957. október 4., észlelő berendezéseket már jóval korábban is felemeltek a földfelszínről. Történetileg az első módszer a távcső, vagy például egy spektroszkóp magasba emelése egy hőlégballon kosarában, természetesen még az észlelővel együtt. Az első ilyen kísérlet a XIX. század utolsó harmadában történt, a Nap színképét vizsgálták több kilométer magasra emelkedve. A repüléstörténeti vonal mentén haladva a következő lehetőség a repülőgépre telepített távcsövek használata. Az ilyen kísérletek első célpontja szintén központi égitestünk volt, mégpedig általában napfogyatkozások alkalmával. Ugyanez mondható el a második világháború vége felé kezdődött rakétakísérletekre is, melyek során először az ultraibolya tartományban érzékeny detektorokat juttattak fel, de az amerikaiaknak 1949-ben már a Nap röntgensugárzását is sikerült detektálniuk, majd 1962- ben egy másik röntgenforrás jelét is észlelték, melynek optikai megfelelőjét négy évvel később egy kettőscsillaggal azonosították. A Riccardo Giacconi és Bruno Rossi nevével fémjelzett programmal a hatvanas években tehát kezdetét vette a röntgencsillagászat. A kezdőlépéseknek és magának a tudományterületnek a fontosságát 2002-ben Giacconi megosztott fizikai Nobel-díjával is elismerték (l. Szokoly Gyula, valamint Kővári Zsolt és Hotya Hajni cikkét e számunkban).
Ha a műholdak előtti eszközöket aszerint kívánjuk rendezni, hogy segítségükkel a távcsövek, illetve detektorok milyen magasságba juttathatók fel, akkor a repülőgép- ballon-rakéta sorrend adódik. Repülőgéppel 10-12 km magasságba emelt közepes méretű távcsövekkel már jól tanulmányozhatók az infravörös égbolt forrásai, ugyanis az e hullámhossztartományban jelentős elnyelést okozó por és vízgőz a földfelszín közelében sűrűsödik, hatásuk a magassággal gyorsan csökken. Mostanában kezdi majd meg működését a SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), melynek 2,5 méteres tükrét és a műszereket egy rövid törzsű Boeing 747SP típusú repülőgép hordozza, 12 kilométeres repülési magasságban. Érdekes, hogy bár a legrégebbi módszer, de a ballon által röptetett műszereknek is van még létjogosultságuk. Alkalmazásukat főleg relatív olcsóságuk, illetve többszöri felhasználhatóságuk indokolja. Segítségükkel főként az Univerzumot kitöltő mikrohullámú háttérsugárzás térbeli eloszlását tanulmányozzák. A BLAST (Balloon-borne Large-Aperture Submillimeter Telescope) műszer első eredményeiről szóló beszámolók mostanában érkeznek. A rakétára szerelt eszközök csillagászati célú alkalmazása a műholdas technika előretörésével visszaszorult.
A kifejezetten csillagászati észlelések céljára szánt műholdak a Szputnyik-1 felbocsátása után viszonylag hamar megjelentek, első képviselőik az OSO (Orbiting Solar Observatory) sorozat 1962-1975 között felbocsátott tagjai. Az OAO (Orbiting Astronomical Observatory) család 1968-ban fellőtt tagja ultraibolya források után kutatott az égbolton. A viszonylag széles körben ismert Uhuru mesterséges hold 1970 és 1973 között elsőként fésülte át az eget röntgenforrásokra vadászva. Az infravörös csillagászat terén nagy előrelépést jelentett az 1983-ban felbocsátott IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) műhold, ami a maga hullámhossztartományában szintén elsőként térképezte fel a teljes égboltot. Az ultraibolya színképtartományban rengeteg tudományos eredmény köszönhető az 1978-1996 között aktív IUE (International Ultraviolet Explorer) mesterséges holdnak. A legnagyobb energiájú fotonok tartományában az első égboltfelmérést az 1991-ben felbocsátott CGRO (Compton Gammaray Observatory) végezte el. Talán túlzás nélkül állítható azonban, hogy a nagyközönség számára az űrcsillagászat 1990. április 24-én a Hubble-űrteleszkóp (HST, Hubble Space Telescope) Föld körüli pályára állításával kezdődött. A HST csillagászati világképünket forradalmasító felvételei a világháló jóvoltából érdeklődők millióihoz jutnak el (2. ábra).
2. ábra. A Föld körül keringő Hubble-űrteleszkóp (NASA)
A légkör zavaró hatásaitól mentesen a világűrben működő teleszkópok viszonylag kis méret esetén is képesek a földi teleszkópok legtöbbjénél sokkal jobb minőségű adatokat rögzíteni. Az atmoszféra megfigyelésekre gyakorolt hatását jól érzékelteti, hogy a Hubble-űrteleszkóp mindössze 2,4 méteres tükrével az optikai tartományban körülbelül olyan adatok nyerhetők (meglehet, az összehasonlítás szubjektív), mint a nála három-négyszer nagyobb jelenlegi földi csúcsteleszkópokkal. Mindazonáltal sokáig úgy gondolták, hogy a világűrben is a méret a lényeg, ezért igyekeztek minél nagyobb teleszkópokat pályára állítani. Ezen törekvés eredménye a NASA Nagy Obszervatóriumok programja, melynek keretében került Föld körüli pályára a HST-n kívül a gammatartományban észlelő CGRO, a Chandra röntgenteleszkóp és a Spitzer infravörös-teleszkóp is. Ez a négy obszervatórium az észlelhető spektrum jelentős részét lefedi (3. ábra). A nagyméretű leképező elemeket tartalmazó távcsövek azonban nagy tömegűek, ami jelentősen megdrágítja a feljuttatás, s ezzel a projekt költségeit, ezért az utóbbi évtizedben inkább a kisebb, olcsóbb, egyes speciális feladatok elvégzésére optimalizált űrmissziók végrehajtására törekszenek. A könnyebb kivitelezhetőségen túl ezeknek még az is az „előnyük”, hogy akár a felbocsátás közben, akár a pályára állítás után bekövetkező - esetleg végzetes - problémák esetén a veszteség is viszonylag kicsi.
3. ábra. A NASA négy Nagy Obszervatóriuma: a CGRO, a CXO (Chandra), a HST és az SST (Spitzer). (A NASA nyomán)
Az elektromágneses sugárzás detektálási módjai
Az optikai tartományban működő teleszkópok esetében az elektromágneses sugárzás a megfelelő alakúra csiszolt és reflektáló réteggel ellátott főtükörre esik, ami visszaveri a fényhullámokat, miközben fokuszálja is a sugárzást. Ez a módszer nyilván csak azon hullámhossztartományok esetében alkalmazható, melyek fotonjai nem képesek behatolni a fényvisszaverő réteg, illetve a tükör anyagába. (Akár a földi, akár a világűrben keringő teleszkópok fő leképező elemei általában nem üvegből, hanem valamilyen nagyon kicsiny hőtágulási együtthatójú anyagból - ilyen például a cervit - készülnek.) Az ultraibolya- és az infravörös-űrteleszkópok tükrei hasonlítanak az optikai távcsövekéhez, a röntgen- és gammatartományban azonban már más eljárásokat kell alkalmazni.
A röntgen- és gammacsillagászat kezdetben csak a beérkező sugárzás erősségének meghatározására törekedett. Az ún. lágy és a közepes energiájú röntgensugárzást proporcionális számlálókkal, míg a kemény röntgen- és a lágygammasugárzást szcintillációs detektorokkal lehet érzékelni. A nagyenergiájú gammasugárzást főként szikrakamrákkal detektálják. A sugárzás erősségének és irányának mérése mellett a képalkotás is lehetséges, csak eltérő módon, mint az optikai tartományban. A lágyröntgen-tartományban ún. súroló beesést alkalmaznak: koncentrikusan elhelyezett paraboloid és hiperboloid alakú tükrökre nagyon kis szögben esik a sugárzás, így az nem hatol be a tükör anyagába, hanem visszaverődik, lehetővé téve ezzel a képalkotást (l. Szokoly Gyula cikkét). Egy másik, a gammatartományban is alkalmazott eljárás az ún. kódolt maszkok technikája, amely éppen azt használja ki, hogy a gammasugárzás nem verődik vissza és nem törik meg. A detektor elé 1-2 méterrel olyan maszkot helyeznek, amely egyes helyein átengedi a fotonokat, máshol pedig nem. A detektor tulajdonképpen a forrás árnyékát érzékeli, amiből matematikai módszerekkel a geometriai elrendezés ismeretében a pontszerű, de a kiterjedt források képe is visszaállítható. A legújabb, például a Fermi-űrteleszkópon alkalmazott technikákkal a gamma-fotonok beesésének iránya kb. 1 ívperces pontossággal meghatározható.
Az infravörös tartomány észlelésekor az értékelhető jel begyűjtéséhez mind a távcső, mind a detektorok hőmérsékletét nagyon alacsonyan kell tartani, hogy hőmérsékleti sugárzásuk infravörös fotonjainak hatása ne nyomja el a forrás jelét. A hűtőanyag - 4 K körüli hőmérsékletű cseppfolyós hélium - elfogyása után a megfigyelés már csak a közeli-infravörös tartományban lehetséges. Ez a helyzet a Spitzer-űrtávcső esetében is, melynek hűtőrendszeréből 2009 májusában fogyott ki a hélium.
Az űrteleszkópok pályái
A mai hordozóeszközökkel és alkalmanként a Naprendszer nagybolygóinak hathatós segítségével egy űrteleszkóp gyakorlatilag bárhova eljuttatható, így azt, hogy milyen típusú pályán mozogva fog tevékenykedni, inkább az észlelési program kívánalmai szerint szabják meg.
A Földhöz legközelebbi, a felszíntől mindössze néhány száz kilométerre ívelő pályák (Low Earth Orbit, LEO) előnye, hogy az ezeken keringő eszközök az űrrepülőgépekkel könnyen elérhetők, így akár szervizelni is lehet őket, ahogyan ez a HST esetében több alkalommal történt. E pályák hátránya a mindössze 1,5-2 órás keringési idő, ami nehezíti az űreszközzel történő kapcsolattartást, az észlelések ütemezését, ráadásul a Föld zavaró hatása is jobban érvényesül. Az ún. HEO (High Earth Orbit) - általában erősen elnyúlt - pályákon keringő észlelő berendezések az apogeumban akár százezer kilométerre is eltávolodhatnak bolygónk felszínétől. Ez azért fontos, mert e pályák Földtől távolabbi részein a műszerek sokkal kevésbé vannak kitéve a magnetoszféra hatásának. A röntgen- és gammatartományban vizsgálódó teleszkópok ilyen pályákon keringenek. A nagy távolság miatt bolygónk zavaró hatása is kisebb, így a programba hosszabb, több napot átfogó, egybefüggő észlelési ciklusok is beiktathatók. Speciális, a felszíntől szintén viszonylag messze húzódó pályák az ún. geostacionárius pályák, melyek fő ismérve, hogy rajtuk a keringési idő pontosan egy nap. Az ilyen pályán mozgó műholdak mindig a Föld ugyanazon pontja felett helyezkednek el, ezért főleg a távközlést és a helymeghatározást segítő mesterséges holdak használják, de a könnyű követhetőség miatt csillagászati célú űreszközt, az IUE mesterséges holdat is geostacionárius pályára vezérelték.
Dinamikai rendszerek matematikai tárgyalásában fontos eset az ún. korlátozott háromtestprobléma, amikor is arra vagyunk kíváncsiak, hogyan mozog egymás kölcsönös gravitációs hatása alatt három olyan égitest, melyek közül az egyik tömege elhanyagolható a másik kettőéhez képest. Egyik legismertebb példa rá a Nap-Jupiter-kisbolygó hármas, de témakörünknél maradva alkalmazható a Föld-Hold-űrszonda, vagy a Nap-Föld-űrszonda esetben is. A korlátozott háromtest-problémában a főtömegekkel együtt forgó koordináta-rendszerben öt olyan helyzet található, ahova a próbatestet helyezve az a főtömegekhez képest tartósan nyugalomban maradhat (4. ábra). Ezek az ún. Lagrange-pontok, melyek közül az első három a két főtömeget összekötő egyenesen a tömegarány által megszabottan helyezkedik el, egy a két égitest között (L1), kettő (L2, L3) pedig kívül, a főtömegek másik oldalán (kollineáris Lagrange-pontok). Az L4 és L5 pontok a két nagy égitesttel egy-egy egyenlő oldalú háromszöget alkotnak. Az L1, L2 és L3 pontok lineárisan instabilak, azaz az oda helyezett és kissé kitérített test egyre távolabb kerül a ponttól. Ez azonban nem jelenti azt, hogy e pontok körül nem jöhetnek létre kis amplitúdójú, ún. kvázi-periodikus pályák, vagy nem hozhatók létre szintén majdnem periodikus, de nagyobb amplitúdójú pályák, melyeken az űreszközök mozoghatnak. Utóbbihoz azonban rendszeres pályakorrekciók szükségesek, azaz az űrszondát saját hajtóművel és üzemanyagkészlettel kell ellátni. Stabilitás szempontjából az L4 és L5 pontok jobban viselkednek, mint a kollineáris pontok. A közel állandó konfigurációnak nyilvánvalóak az előnyei az űrszonda üzemeltetése szempontjából. A Nap-Föld-műhold esetet tekintve természetesen az űreszközt nem érdemes az L3 pontba, a Nap takarásába pozicionálni, az L2 pontban pedig az energiaellátással lehetnek gondok a Föld árnyéka miatt, de ezt a problémát az L2 körüli pályák viszonylag nagy amplitúdója általában orvosolja. Gyakorlati szempontból tehát az L3 ponton kívül mindegyik Lagrange- pont alkalmas csillagászati méréseket végző űreszközök hosszú távú, stabil „parkoltatására”. A Nap-Föld rendszer L1 belső Lagrange-pontjában, a Földtől körülbelül 1,5 millió kilométerre végzi megfigyeléseit a SOHO napkutató szonda. Az L2 pont környezetében, a Földtől szintén mintegy 1,5 millió kilométerre üzemel a mikrohullámú háttérsugárzást vizsgáló WMAP űrszonda, s a tervek szerint ide fogják irányítani az ESA (Európai Űrügynökség) asztrometriai célú Gaia szondáját és több más űreszközt is (például Herschel és Planck). Az L4 és L5 pontok felé jelenleg egy szondapár, a STEREO tagjai haladnak (azokat 2009 szeptemberében érték el), melyek célja többek között a Napból kiáramló anyag szerkezetének háromdimenziós feltérképezése, 260 millió kilométeres „szemtávolsággal”, de keresni fogják a Lagrangepontok körül annak a hipotetikus bolygónak összegyűlt törmelékét is, melynek a Földdel történő ütközése eredményezhette a Hold létrejöttét. Az L4 és L5 pontokhoz az űreszközöket legegyszerűbben úgy lehet eljuttatni, hogy olyan pályára állítják őket a Nap körül, melyek sugara kicsit kisebb, illetve kicsit nagyobb a Föld pályasugaránál, így lassan megelőzik bolygónkat, illetve lemaradnak tőle. Ilyen sodródó heliocentrikus pályán kering a Spitzer-űrtávcső és a 2009 márciusában felbocsátott Keplerűrteleszkóp pályája is ilyen. Ez utóbbi esetében - a megcélzott fotometriai pontosság elérése érdekében - különösen fontos, hogy a szondát érő hatások a lehető legkisebb deformációkat okozzák a műszerekben. A külső Lagrange-pontok előnye, hogy környékükön a legnagyobb zavaró hatás a napszél, illetve a sugárnyomás. A bolygókat, holdakat, aszteroidákat, üstökösöket vizsgáló űrszondák célba juttatása önerejükből gyakran egyáltalán nem, vagy csak óriási üzemanyag- felhasználással, azaz hatalmas költséggel lenne lehetséges. A Naprendszer égitestjeinek mozgásáról rendelkezésre álló adatok, valamint a fejlett numerikus technikák és a nagy számítási teljesítmény azonban már elég régóta lehetővé teszik, hogy a feladat megoldásába magukat az égitesteket is bevonjuk. A szondák pályáját ugyanis úgy tervezik, hogy a cél eléréséhez szükséges sebesség megszerzéséhez a nagybolygók gravitációs terében nyerhető plusz energiát is igénybe vegyék. Az ún. hintamanőverek (az angol nyelvű szakirodalomban flyby) eredményeként a szonda útja meglepően „cikkcakkos” is lehet: a húsz évvel ezelőtt indított Galileo három ilyen hintamanővert is végrehajtott, egyet a Vénusznál, kettőt pedig a Földnél, mielőtt elindult végcélja, a Jupiter felé. A Nap poláris vidékeit tanulmányozó Ulysses szondát pedig a Jupiter lendítette ki az ekliptika síkjából.
4. ábra. A Lagrange-pontok elhelyezkedése a Nap-bolygó-próbatest korlátozott háromtest-problémában. Több űreszköz tevékenykedik jelenleg is, s még többet terveznek működtetni a Nap-Föld rendszer L1 és L2 pontjának környezetében
Szemelvények az űrteleszkópokkal elért eredményekből
A következőkben az űrtávcsövekkel elért legfontosabb eredményekből emelünk ki néhányat, főleg a legfrissebbek közül. Bővebb, naprakész információk a missziók honlapjain olvashatók, míg a legérdekesebb újdonságok a Magyar Csillagászati Egyesület (MCSE) híroldalán és az Űrvilág oldalain magyar nyelven is gyorsan elérhetők.
A gammatartományban a legújabb keringő egység a 2008-ban felbocsátott Fermi-űrteleszkóp (Fermi Gamma-ray Space Telescope), melynek műszerei a 10 keV - 300 GeV energiatartományban vizsgálják az égboltot. (A gammacsillagászatban a fotonok hullámhossza helyett általában azok energiáját adják meg.) A küldetés egyik legfontosabb feladata az óriási energiákat felszabadító gammakitörések (Gamma-ray Bursts, GRB) detektálása, s megfelelő koordináták biztosítása a követő észleléseket végző földi teleszkópok számára. 2008. szeptember 16-án a Fermi LAT (Large Area Telescope) és GBM (Gamma-ray Burst Monitor) műszerei egy 12 milliárd fényév (!) távolságban bekövetkezett kitörést észleltek, melynek becsült energiája 9 ezer normál szupernóva-robbanáséval ért fel. A gammavillanások észlelésében jelentős szerepet játszik a NASA Swift-űrteleszkópja is. 2008. március 19-én a Swift olyan gammavillanást detektált, amely az optikai tartományban (utófény) a szabad szemes láthatóság határáig fényesedett, holott a forrás távolsága kb. 7,5 milliárd fényév. A Fermi LAT műszere egyébként jelenlegi fő működési módjában háromóránként az egész égboltot letapogatja. Ennek eredményeként mintegy három havi mérési adat alapján elkészült a gammaégbolt eddigi legrészletesebb térképe, melyen a legközelebbi forrás a Nap, a legtávolabbiak pedig sok milliárd fényévre lévő aktív galaxisok.
A röntgentartományban működő távcsövek közül legismertebbek a NASA Chandra űrteleszkópja és az ESA XMMNewton teleszkópja. Mindkét űrobszervatórium sokfajta objektumról gyűjt megfigyelési anyagot. A galaxishalmazokban található nagyon forró (100 millió fokos), s ezért nagyon erős röntgensugárzást kibocsátó intergalaktikus anyag eloszlására vonatkozó észleléseik alapján - más megfigyelésekkel összevetve - pontosabb képet kaphatunk a jelenlegi elképzelések szerint a Világegyetem jelentős részét alkotó ún. sötét anyag természetéről. Egyes megfigyelések arra is utalnak, hogy a hiányzó barionos anyag egy része tulajdonképpen ez a diffúz halmazközi forró gáz. A léptéket csökkentve a röntgenteleszkópok mérései alapján tudjuk azt is, hogy a Tejútrendszer középpontjában helyet foglaló, manapság igencsak békés, mintegy 4 millió naptömegű fekete lyuk korábban sokkal aktívabb volt, 300 évvel ezelőtt például nagyenergiájú röntgenflert bocsátott ki.
Az ultraibolya tartományban 2003- tól végez észleléseket a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) obszervatórium főleg a galaxisok fejlődésével kapcsolatban. Az eredetileg 29 hónaposra tervezett, de 2006-ban meghosszabbított küldetés legfontosabb célja az ultraibolya égbolt első teljes körű felmérése az extragalaktikus méretskálán, melynek eredményeként minden eddiginél átfogóbb képet kaphatunk a galaxisok kialakulásának folyamatáról, ami közelebb vihet bennünket például saját Tejútrendszerünk keletkezésének megértéséhez is.
Az optikai tartományban végzett észlelések meghatározó tényezője 19 évnyi működés után is kétségtelenül a Hubble- űrtávcső. Azonban a korábban említett kisebb, egy szűkebb objektumcsoporttal kapcsolatos megfigyeléseket végző űrteleszkópok eredményei is egyre nagyobb figyelmet követelnek. Itt főleg az asztrofizika egyik legdinamikusabban fejlődő területére, a Naprendszeren kívüli bolygók kutatására érdemes gondolnunk. Természetesen mint a Föld körül keringő legnagyobb optikai teleszkópnak, a HSTnek is vannak meghatározó eredményei e területen: például a Fomalhaut bolygókísérőjéről készített, 2008 végén nyilvánosságra hozott direkt felvételei. Az exobolygók tömeges detektálása viszont a kisebb, ebből a célból pályára állított űrtávcsövektől várható. Ilyen például a 2006 óta keringő CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits) műhold, melynek mindössze 27 cm átmérőjű távcsövével már több fedési exobolygót fedeztek fel. A valódi áttörés, az első, Földünkhöz hasonlító, Naprendszeren kívüli planéta detektálása azonban valószínűleg a Kepler-űrteleszkóptól várható, amely a Hattyú és a Lant csillagképek kiválasztott területén található csillagok fényességét fogja nagy pontossággal mérni, többek között bolygókísérő jelenlétére utaló ezred magnitúdónyi periodikus változások után kutatva.
Az infravörös tartomány jelenlegi fő műszerének, a Spitzer-űrteleszkópnak is jelentős szerepe van az exobolygók kutatásában, hiszen a planéták e hullámhossztartományban a legfényesebbek. Sok esetben már az exobolygók légkörének tulajdonságai is tanulmányozhatók. A Spitzer érzékeny műszereivel sikerült már kimutatni vízgőz jelenlétét egy forró planéta atmoszférájában, de rendelkezünk már exobolygó légkörének hőmérsékleti eloszlását mutató térképpel, vagy éppen órák alatt bekövetkezett több száz fokos légköri hőmérséklet-változásra utaló eredményekkel is. A protoplanetáris korongok vizsgálatával a Spitzer-űrteleszkópnak fontos szerepe van a már létező bolygók tulajdonságainak megismerése mellett a bolygórendszerek kialakulási folyamatának megértésében is.
A mikrohullámú tartományban a legfontosabb feladat a kozmikus háttérsugárzás tulajdonságainak vizsgálata. Ezzel foglalkozott az 1989-ben felbocsátott COBE (COsmic Background Explorer), valamint a 2001-ben pályára állított WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) mesterséges hold is. Ez utóbbi szonda 0,2 fokos felbontással feltérképezte az egész égboltot a mikrohullámú tartományban, az adatokból pedig előállították a háttérsugárzás eloszlásának részletes térképét. A mérésekből következtettek többek között arra, hogy a téridő szerkezete 1%-os pontossággal euklideszi, meghatározták, hogy az Univerzum milyen arányban áll barionos (4,6%) és sötét anyagból (23,3%), illetve ún. sötét energiából (72,1%). A háttérsugárzásban mutatkozó fluktuációk véletlenszerűeknek tűnnek, de vannak az ettől való eltérésre utaló jelek is. A WMAP eredményei alapján a Világegyetem kora 1 százalékos pontossággal 13,73 milliárd év. A WMAP méréseire épülő eredmények fontosságát jól mutatja, hogy 2006-ban fizikai Nobeldíjat hoztak John C. Mather és George F. Smoot számára (l. Kővári Zsolt és Hotya Hajni cikkét e számunkban), de az is, hogy 2000 óta a fizika és a csillagászat területén a három legtöbbet idézett publikáció is ide köthető.
Rádiócsillagászati mérésekhez űrtávcsöveket általában kiegészítő funkcióban használnak, ugyanis keringő egységekkel a VLBI (interferometriás) mérések bázisvonalának hossza nagyobb, így a felbontóképesség jobb lehet, mint csak földi rádióteleszkópokat alkalmazva. Az észlelendő sugárzás nagy hullámhossza miatt a gyűjtőfelületnek nem kell tömörnek lenni - ahogyan az a földi antennáknál is megfigyelhető -, így jelentős tömegcsökkentés érhető el, illetve az antennák csomagolt állapotban kerülhetnek pályára, ahol a földi irányítás parancsára nyílnak ki, s kezdik meg működésüket.
A földi bázisú és az űrben keringő teleszkópok nem vetélytársai egymásnak, ellenkezőleg, hatékony együttműködésük nélkül sok tudományos eredmény egyáltalán nem lett volna vagy lenne elérhető. A kooperációra jellemző példaként a már említett gammavillanások észlelését említhetjük. A kitörést a Fermi- vagy a Swift-űrteleszkóp megfelelő műszerei detektálják, majd a forrás koordinátáit tartalmazó riasztást küldenek földi teleszkópoknak, például az ESO 2,2 méteres MPG távcsövének, ami automatikusan rááll a megjelölt égi pontra és GROND (Gamma-Ray Burst Optical/Near- Infrared Detector) nevű műszerével a kitörés utófényét (a környező intersztelláris anyag nagyenergiájú részecskék és sugárzás által gerjesztett emisszióját) keresi az optikai és a közeli-infravörös tartományban. Az utófény spektrumából a jellemző vonalak vöröseltolódása alapján meghatározható a forrás, illetve tágabb környezetének a távolsága.
Űrteleszkópokkal nyert mérési adatok feldolgozásába - nemzetközi szinten jegyzett eredményeket elérve - magyar kutatók is bekapcsolódnak, főleg az infravörös és a nagyenergiájú csillagászat területén.
A közeljövő űrcsillagászati tervei
A legismertebb űrteleszkóp, a Hubble működése lassan végére ér, a 2009. májusi szervizelése után újabb javítását nem tervezik. Az utódjának szánt James Webbűrteleszkópot (JWST), amely a Nap-Föld rendszer L2 Lagrange-pontja körül, a Földtől kb. 1,5 millió km távolságban fog üzemelni, legkorábban 2013-ban bocsáthatják fel. A tervezett vizsgálatok (például galaxisok kialakulása és fejlődése, csillagok és bolygórendszerek kialakulása) elvégzéséhez a JWST-nek az infravörös tartományt kell észlelnie, így a 6,5 méteres tükör mellé infravörös-kamerák és -spektrográfok kerülnek. A teleszkóp nem nagyon emlékeztet elődjére, a hatszög alakú szegmensekből összeálló, tubus nélküli tükör mellett minden bizonnyal a napsugárzást árnyékoló óriási védőpajzsa lesz legjellemzőbb része (5. ábra).
5. ábra. Fantáziarajz a James Webb-űrteleszkópról (ESA/ C. Carreau)
Több űrtávcsövet terveznek a NASA már említett, kis teleszkópok felbocsátását előtérbe helyező programja (Small Explorer, SMEX) keretében. A tudományos célok között szerepel az exobolygók keresése, de például aktív galaxisok magjában helyet foglaló szupernagy tömegű fekete lyukakba zuhanó anyag röntgensugárzásának vizsgálata is. Várhatóan 2012 tavaszán bocsátják fel a Hipparcos asztrometriai műhold méréseit kiterjesztő Gaia űrteleszkópot. A Gaia a kb. 1 milliárd tejútrendszerbeli csillag pozíciójának, sajátmozgásának és távolságának minden eddiginél pontosabb meghatározása mellett a 15 magnitúdónál fényesebb csillagok látóirányú sebességét is megméri. Mindezek eredményeként átfogó és részletes képet fogunk kapni a Galaxis szerkezetéről, a csillagok kialakulásáról és fejlődéséről, de „melléktermékként” például ezrével találhatunk új bolygórendszereket is.
A JDEM (Joint Dark Energy Mission) projekt keretében az infravörös tartományban működő, távoli galaxisokban fellobbanó szupernóvákat tanulmányozó űrteleszkóp eredményei alapján a Világegyetem anyagának túlnyomó részét kitevő sötét energia természetének jobb megértését remélik. A Planck-teleszkóp a mikrohullámú háttérsugárzást fogja térképezni a WMAP szondáénál jobb szögfelbontással. Mérései alapján pontosabb képet alkothatunk az Univerzumnak az Ősrobbanás után mintegy 380 ezer évvel fennálló állapotáról, arról az időszakról, amikor a sugárzás lecsatolódott az anyagról.
Gravitációs hullámok detektálása lesz a feladata a LISA (Laser Interferometer Space Antenna) rendszernek, melynek három egysége egy 5 millió km oldalhosszúságú szabályos háromszög csúcspontjaiban fog elhelyezkedni a földpálya mentén, 20 fokkal bolygónk mögött. Távolságuk infravörös lézer-interferometriával nagy pontossággal mérhető, így a detektálni remélt gravitációs hullámok által okozott elképesztően piciny változások is kimutathatók lesznek.
Ajánlott irodalom:
Almár Iván: Csillagászat
a légkörön túlról, ELTE TTK jegyzet, Tankönyvkiadó, Budapest 1990
Érdi Bálint: Égi mechanika,
ELTE TTK jegyzet, Nemzeti Tankönyvkiadó, Budapest 1996
Szatmáry Károly - Szabados
László: Űrtávcsövek, Meteor csillagászati évkönyv
2009, 333-362. o., MCSE
2008 (A kapcsolódó angol nyelvű honlapok kimerítő listájával.)
| Természet Világa, | Feltárul a Világegyetem,
2009
http://www.termvil.hu/archiv/ http://www.chemonet.hu/TermVil/ |