Международный исследователь ультрафиолета

Международный исследователь ультрафиолета

Международный спутник Ultraviolet Explorer (Explorer 57)
Имена	Эксплорер 57 ИЮЛЬ САС-Д
Тип миссии	Ультрафиолетовая астрономия
Оператор	НАСА / ЕКА / SERC
ИДЕНТИФИКАТОР КОСПЭРЭ	1978-012А
САТКАТ нет.	10637
Веб-сайт	ЕКА Наука и технологии Архив НАСА IUE
Продолжительность миссии	18 лет, 8 месяцев, 4 дня (достигнуто) 3 года (планируется)
Свойства космического корабля
Космический корабль	Исследователь LVII
Тип космического корабля	Международный исследователь ультрафиолета
Автобус	SAS (маленький астрономический спутник)
Производитель	Центр космических полетов Годдарда
Стартовая масса	669 кг (1475 фунтов)
Власть	424 Вт
Начало миссии
Дата запуска	26 января 1978 г., 17:36:00 UTC
Ракета	Тор-Дельта 2914 , (Тор 628 / Дельта 138)
Запуск сайта	Космический центр Кеннеди , LC-17A
Подрядчик	Дуглас Эйркрафт Компани
Вступил в сервис	3 апреля 1978 г.
Конец миссии
Деактивирован	30 сентября 1996 г.
Последний контакт	30 сентября 1996 г., 18:44 UTC
Орбитальные параметры
Справочная система	Геоцентрическая орбита
Режим	Геосинхронная орбита
Долгота	70,0 ° западной долготы
Главный телескоп
Тип	Ричи-Кретьена Кассегрена Рефлектор
Диаметр	45 см (18 дюймов)
Фокальное соотношение	f/15
Длины волн	Ультрафиолетовый от 115 до 320 нм
Инструменты
Монитор потока частиц (космический корабль) Комплект ультрафиолетового спектрографа
Патч ESA для IUE миссии Программа «Проводник»

Международный ультрафиолетовый исследователь ( IUE или Explorer 57 , ранее SAS-D), была первой космической обсерваторией , предназначенной для наблюдения за ультрафиолетовым (УФ) электромагнитным спектром . Спутник стал совместным проектом НАСА , Соединенного Королевства ( Совета по науке и инженерным исследованиям SERC, ранее UKSRC) и Европейского космического агентства (ESA), ранее называвшегося Европейской организацией космических исследований (ESRO). Миссия была впервые предложена в начале 1964 года группой учёных из Великобритании и запущена 26 января 1978 года в 17:36:00 UTC NASA Thor-Delta 2914 на борту ракеты-носителя . Первоначально срок миссии был установлен на 3 года, но в итоге он продлился 18 лет, при этом спутник был остановлен в 1996 году. Отключение произошло по финансовым причинам, в то время как телескоп все еще работал с почти исходной эффективностью.

Это была первая космическая обсерватория, которой в режиме реального времени управляли астрономы, посетившие наземные станции в США и Испании. Астрономы провели более 104 000 наблюдений с помощью IUE за объектами, начиная от тел Солнечной системы и заканчивая далекими квазарами . Среди значительных научных результатов на основе данных IUE были первые крупномасштабные исследования звездных ветров , точные измерения того, как межзвездная пыль поглощает свет, а также измерения сверхновой SN 1987A , которые показали, что она бросала вызов теориям звездной эволюции в их нынешнем виде. Когда миссия завершилась, его считали самым успешным астрономическим спутником за всю историю.

История

Мотивация

Человеческий глаз может воспринимать свет с длиной волны примерно от 350 (фиолетовый) до 700 (красный) нанометров . Ультрафиолетовый свет имеет длину волны примерно от 10 до 350 нм. УФ-излучение может быть вредным для человека и сильно поглощается озоновым слоем . Это делает невозможным наблюдение УФ-излучения астрономических объектов с земли. Однако многие типы объектов излучают обильное количество УФ-излучения: самые горячие и массивные звезды во Вселенной могут иметь достаточно высокую температуру поверхности, чтобы подавляющее большинство их света излучалось в УФ-излучении. Активные ядра галактик , аккреционные диски и сверхновые — все они сильно излучают УФ-излучение, а многие химические элементы имеют сильные линии поглощения в УФ-излучении, так что поглощение УФ-излучения межзвездной средой представляет собой мощный инструмент для изучения ее состава.

Ультрафиолетовая астрономия была невозможна до космической эры , и некоторые из первых космических телескопов были УФ-телескопами, предназначенными для наблюдения за этой ранее недоступной областью электромагнитного спектра . Особым успехом стала вторая Орбитальная астрономическая обсерватория ( ОАО-2 ), на борту которой было несколько УФ-телескопов диаметром 20 см (7,9 дюйма). Он был запущен в 1968 году и провел первые ультрафиолетовые наблюдения 1200 объектов, в основном звезд. Успех ОАО-2 побудил астрономов задуматься о более крупных миссиях.

Концепция

Оболочка блока управления и индикации спутника International Ultraviolet Explorer (IUE), сохранившаяся в Центре Стивена Ф. Удвар-Хейзи .

Орбитальный ультрафиолетовый спутник, который в конечном итоге стал миссией IUE, был впервые предложен в 1964 году британским астрономом Робертом Уилсоном . Европейская организация космических исследований (ESRO) планировала создание Большого астрономического спутника (LAS) и запросила предложения астрономического сообщества относительно его целей и конструкции. Уилсон возглавлял британскую группу, предложившую ультрафиолетовый спектрограф , и их конструкция была рекомендована к принятию в 1966 году.

Однако проблемы управления и перерасход средств привели к отмене программы LAS в 1968 году. Команда Уилсона сократила свои планы и представила ESRO более скромное предложение, но оно не было выбрано, поскольку приоритет был отдан спутнику Cosmic Ray. Вместо того, чтобы отказаться от идеи орбитального УФ-телескопа, они отправили свои планы астроному НАСА Лео Голдбергу , и в 1973 году планы были одобрены. Предложенный телескоп был переименован в International Ultraviolet Explorer .

Дизайн и цели

Телескоп с самого начала проектировался для работы в режиме реального времени, а не с помощью дистанционного управления. Для этого требовалось вывести его на геостационарную орбиту , то есть на орбиту с периодом, равным одним звездным суткам , равным 23 часам 56 минутам. Спутник на такой орбите остается видимым из заданной точки поверхности Земли в течение многих часов и, таким образом, может вести передачу на одну наземную станцию ​​в течение длительного периода времени. Большинство космических обсерваторий на околоземной орбите, такие как космический телескоп «Хаббл» , находятся на низкой околоземной орбите , на которой они проводят большую часть своего времени, работая автономно, поскольку в данный момент их может видеть только небольшая часть поверхности Земли. Хаббл, например, вращается вокруг Земли на высоте примерно 600 км (370 миль), а средняя высота геостационарной орбиты составляет 36 000 км (22 000 миль).

Помимо обеспечения непрерывной связи с наземными станциями, геосинхронная орбита также позволяет непрерывно просматривать большую часть неба. Поскольку расстояние от Земли больше, Земля занимает гораздо меньшую часть неба, если смотреть со спутника, чем с низкой околоземной орбиты.

Запуск на геостационарную орбиту требует гораздо больше энергии для данного веса полезной нагрузки, чем запуск на низкую околоземную орбиту. Это означало, что телескоп должен был быть относительно небольшим, с главным зеркалом диаметром 45 см (18 дюймов) и общим весом 312 кг (688 фунтов). Хаббл, для сравнения, весит 11,1 тонны и имеет зеркало диаметром 2,4 м (7 футов 10 дюймов). Самый большой наземный телескоп Gran Telescopio Canarias имеет главное зеркало диаметром 10,4 м (34 фута). Зеркало меньшего размера означает меньшую светосилу и меньшее пространственное разрешение по сравнению с зеркалом большего размера.

Заявленные цели телескопа в начале миссии были:

• Получить спектры звезд всех спектральных классов высокого разрешения для определения их физических характеристик;
• Изучать газовые потоки внутри и вокруг двойной звездной системы;
• Наблюдение слабых звезд, галактик и квазаров с низким разрешением, интерпретируя эти спектры со ссылкой на спектры высокого разрешения;
• Наблюдать спектры планет и комет;
• Производить повторные наблюдения объектов с переменным спектром;
• Изучить модификацию звездного света, вызванную межзвездной пылью и газом.

Строительство и инжиниринг

Ядро научного оборудования ИИЭ: труба телескопа и солнцезащитный козырек возвышаются над точкой поворота опорной стойки, камеры находятся чуть ниже, а некоторые зеркала и дифракционные решетки находятся внизу. Коробка, выступающая из средней точки сборки, закрывает место расположения гироскопов космического корабля.

Упрощенная оптическая схема телескопа

Телескоп был построен в рамках совместного проекта НАСА, ESRO (которая стала ЕКА в 1975 году) и SERC Соединенного Королевства. SERC предоставил камеры Vidicon для спектрографов, а также программное обеспечение для научных приборов. ЕКА предоставило солнечные батареи для питания космического корабля, а также наземный наблюдательный пункт в Виллафранка-дель-Кастильо , Испания . НАСА предоставило телескоп, спектрограф и космический корабль, а также стартовые комплексы и вторую наземную обсерваторию в Гринбелте, штат Мэриленд, в Центре космических полетов Годдарда (GSFC).

Согласно соглашению о создании проекта, время наблюдений будет разделено между участвующими агентствами: 2/3 будет принадлежать НАСА, 1/6 – ЕКА и 1/6 – SERC Великобритании.

Зеркало

Зеркало телескопа представляло собой рефлектор типа телескопа Ричи-Кретьена с гиперболическими главным и вторичным зеркалами. Первичная часть имела диаметр 45 см (18 дюймов). Телескоп был спроектирован так, чтобы давать высококачественные изображения в в 16 угловых минут поле зрения (около половины видимого диаметра Солнца или Луны ) . Первичное зеркало было изготовлено из бериллия , а вторичное — из плавленого кварца — материалов, выбранных из-за их легкого веса, умеренной стоимости и оптического качества.

Инструменты

Полностью собранный IUE с телескопической трубой сверху и солнечной панелью . выдвинутой

Приборы на борту состояли из датчиков точных ошибок (FES), которые использовались для наведения и управления телескопом, спектрографа высокого и низкого разрешения, а также четырех детекторов.

Было два датчика точных ошибок (FES), и их первой целью было получение изображения поля зрения телескопа в видимом свете . Они могли обнаружить звезды до 14-й звездной величины , что примерно в 1500 раз тусклее, чем можно увидеть невооруженным глазом с Земли . Изображение передавалось на наземную станцию, где наблюдатель проверял, что телескоп направлен в правильное поле, а затем получал точный объект для наблюдения. Если наблюдаемый объект был слабее 14-й звездной величины, наблюдатель наводил телескоп на видимую звезду, а затем применял «слепые» смещения, определяемые по координатам объектов. Точность наведения обычно была лучше, чем 2 угловых секунды для слепых смещений.

Изображения, полученные с помощью FES, были единственной возможностью телескопа получать изображения; для УФ-наблюдений он записывал только спектр . Для этого он был оснащен двумя спектрографами. Они назывались коротковолновым спектрографом (SWS) и длинноволновым спектрографом (LWS) и охватывали диапазоны длин волн от 115 до 200 нанометров и от 185 до 330 нм соответственно. Каждый спектрограф имел режимы как высокого, так и низкого разрешения со спектральным разрешением 0,02 и 0,60 нм соответственно.

Спектрографы можно было использовать с любой из двух апертур. Большая апертура представляла собой щель с полем зрения примерно 10 × 20 угловых секунд; меньшее отверстие представляло собой круг диаметром около 3 угловых секунд. Качество оптики телескопа было таким, что точечные источники имели диаметр около 3 угловых секунд, поэтому использование меньшей апертуры требовало очень точного наведения и не обязательно улавливало весь свет от объекта. Поэтому чаще всего использовалась большая апертура, а меньшая апертура использовалась только тогда, когда большее поле зрения могло содержать нежелательное излучение от других объектов.

На каждый спектрограф имелось по две камеры, одна из которых была основной, а вторая резервной на случай выхода из строя первой. Камеры получили названия LWP, LWR, SWP и SWR, где P означает простое, R — резервное, а LW/SW — длинноволновое/ коротковолновое . Камеры представляли собой телевизионные камеры , чувствительные только к видимому свету, а свет, собранный телескопом и спектрографами, сначала падал на преобразователь УФ-видимого изображения. Это был цезий - теллуровый катод , который был инертен при воздействии видимого света, но выделял электроны при ударе УФ- фотонами из-за фотоэлектрического эффекта . Затем электроны были обнаружены телекамерами. Сигнал может интегрироваться в течение многих часов, прежде чем будет передан на Землю в конце воздействия.

Миссия

Дельта 2914 запускает космический корабль IUE 26 января 1978 года из Космического центра Кеннеди .

Запуск

IUE был запущен из Космического центра Кеннеди во Флориде на ракете-носителе «Тор-Дельта» 26 января 1978 года. Он был выведен на переходную орбиту , с которой бортовая ракета-носитель вывела его на запланированную геостационарную орбиту. Земли Орбита была наклонена на 28,6 ° к экватору и имела эксцентриситет орбиты 0,24, что означает, что расстояние спутника от Земли варьировалось от 25 669 км (15 950 миль) до 45 887 км (28 513 миль). Первоначально наземный путь находился по центру примерно 70 ° западной долготы.

Ввод в эксплуатацию

Первые 60 дней миссии были обозначены как период ввода в эксплуатацию. Это было разделено на три основных этапа. Во-первых, как только его приборы были включены, IUE наблюдал небольшое количество высокоприоритетных объектов, чтобы гарантировать, что некоторые данные будут приняты в случае раннего отказа. Первый спектр звезды Эта Большой Медведицы был получен в целях калибровки через три дня после запуска. Первые научные наблюдения были нацелены на такие объекты, как Луна , планеты от Марса до Урана , горячие звезды, включая Эта Киля , холодные гигантские звезды, включая Эпсилон Эридана , черные дыры кандидата в Лебедя X-1 , и галактики, включая Мессье 81 (M81) и Мессье 87. (М87).

Затем системы корабля были проверены и оптимизированы. Телескоп был сфокусирован, проверены основная и резервная камеры обоих каналов. Было обнаружено, что камера SWR работала неправильно, поэтому на протяжении всей миссии использовалась камера SWP. Первоначально эта камера страдала от значительного электронного шума, но это было связано с датчиком, используемым для выравнивания телескопа после запуска. После отключения этого датчика камера работала как положено. Затем камеры были отрегулированы для достижения наилучших характеристик, а характеристики поворота и направления телескопа были оценены и оптимизированы.

Наконец, были изучены и охарактеризованы качество изображения и спектральное разрешение, а характеристики телескопа, спектрографов и камер были откалиброваны с использованием наблюдений за известными звездами . После завершения этих трех этапов 3 апреля 1978 года началась «обычная фаза» операций. Операции по оптимизации, оценке и калибровке были далеки от завершения, но телескоп был изучен достаточно хорошо, чтобы можно было начать рутинные научные наблюдения.

Использование

Комета IRAS-Араки-Алкока была седьмой кометой, открытой в 1983 году. Этот рисунок сочетает в себе изображение FES, показывающее ее диффузный хвост, и длинноволновый избыточный спектр (LWR), изображающий молекулярные эмиссионные линии серы (S ₂ ) и гидроксила (OH). .

Использование телескопа было разделено между НАСА, ЕКА и Соединенным Королевством примерно пропорционально их относительному вкладу в строительство спутника: две трети времени было доступно НАСА, а по одной шестой - ЕКА и Соединенному Королевству. Время телескопа было получено путем подачи предложений, которые ежегодно пересматривались. Каждое из трех ведомств рассматривало заявки отдельно в течение отведенного ему времени наблюдения. Астрономы любой национальности могли подать заявку на участие в телескопе, выбрав любое агентство, в которое они предпочли бы обратиться. Если астроному было предоставлено время, то, когда его наблюдения были запланированы, он отправился на наземные станции, обслуживающие спутник, чтобы увидеть и оценить свои данные по мере их получения. Этот режим работы сильно отличался от большинства космических объектов, для которых данные собираются без участия соответствующего астронома в реальном времени, и вместо этого напоминал использование наземных телескопов.

Наземная поддержка

Большую часть своего срока службы телескоп работал в три восьмичасовые смены каждый день: две с наземной станции США в Центре космических полетов Годдарда в Мэриленде и одну с наземной станции ЕКА в Вильянуэва-де-ла-Каньяда недалеко от Мадрида . Из-за своей эллиптической орбиты космический корабль проводил часть каждого дня в радиационных поясах Ван Аллена , в это время научные наблюдения страдали от более высокого фонового шума. Это время приходилось во время второй американской смены каждый день и обычно использовалось для калибровочных наблюдений и «уборки» космического корабля, а также для научных наблюдений, которые можно было проводить с коротким временем экспозиции. Трансатлантическая передача, проводившаяся два раза в день, требовала телефонного контакта между Испанией и Соединенными Штатами для координации переключения. Наблюдения между станциями не координировались, чтобы астрономы, вступившие во владение после передачи, не знали, куда будет направлен телескоп, когда начнется их смена. Иногда это означало, что смена наблюдений начиналась с длительного маневра наведения, но обеспечивала максимальную гибкость в планировании блоков наблюдений.

Передача данных

Данные передавались на Землю в режиме реального времени в конце каждого научного наблюдения. Считывание камеры формировало изображение размером 768×768 пикселей , а аналого-цифровой преобразователь давал динамический диапазон бит 8 . Затем данные были переданы на Землю через один из шести передатчиков космического корабля; четыре были передатчиками S-диапазона , расположенными в точках вокруг космического корабля так, что независимо от его положения один мог передавать на землю, а два были передатчиками очень высокой частоты (ОВЧ), которые могли поддерживать меньшую полосу пропускания , но потребляли меньше энергии. , а также передается во всех направлениях. Передатчики УКВ использовались, когда космический корабль находился в тени Земли и, таким образом, зависел от батареи, а не от солнечной энергии.

При обычных операциях наблюдатели могли удерживать телескоп на месте и ждать примерно 20 минут для передачи данных, если им нужна была возможность повторить наблюдение, или они могли повернуть к следующей цели, а затем начать передачу данных на Землю, в то время как наблюдение за следующей целью. Передаваемые данные использовались только для целей «быстрого просмотра», а полная калибровка была проведена сотрудниками IUE позже. Затем астрономам отправили данные на магнитной ленте по почте, примерно через неделю после обработки. С даты наблюдения у наблюдателей был шестимесячный период собственности, в течение которого только они имели доступ к данным. Спустя полгода это стало достоянием общественности.

Научные результаты

Схема наблюдений IUE на проекционной карте всего неба.

IUE позволил астрономам впервые увидеть ультрафиолетовый свет многих небесных объектов и использовался для изучения объектов, начиная от планет Солнечной системы и заканчивая далекими квазарами. За время своего существования с помощью IUE наблюдали сотни астрономов, а за первое десятилетие работы было опубликовано более 1500 рецензируемых научных статей, основанных на данных IUE. девять симпозиумов Международного астрономического союза (МАС). Обсуждению результатов IUE были посвящены

Солнечная система

все планеты Солнечной системы , кроме Меркурия Были обнаружены ; телескоп не мог указать ни на одну часть неба в пределах 45° от Солнца, а наибольшее угловое расстояние Меркурия от Солнца составляет всего около 28°. Наблюдения IUE за Венерой показали, что количество монооксида и диоксида серы в ее атмосфере значительно снизилось в течение 1980-х годов. Причина этого снижения еще не до конца понятна, но одна из гипотез заключается в том, что сильное извержение вулкана привело к выбросу соединений серы в атмосферу, и что после окончания извержения их количество стало уменьшаться.

Комета Галлея достигла перигелия в 1986 году и интенсивно наблюдалась с помощью IUE, а также с помощью большого количества других наземных и спутниковых миссий. УФ-спектры использовались для оценки скорости, с которой комета теряла пыль и газ, а наблюдения IUE позволили астрономам оценить, что в общей сложности 3 × 10 ⁸ тонны воды . испарились из кометы во время ее прохождения через внутреннюю часть Солнечной системы

Звезды

Некоторые из наиболее значительных результатов IUE были получены в исследованиях горячих звезд. Звезда с температурой выше 10 000 К излучает большую часть своего излучения в УФ-диапазоне, и поэтому, если ее можно изучать только в видимом свете, большой объем информации теряется. Подавляющее большинство всех звезд холоднее Солнца, но в более горячую часть входят массивные, очень яркие звезды, которые выбрасывают огромное количество вещества в межзвездное пространство, а также звезды- белые карлики , которые являются конечной стадией звездной эволюции для подавляющее большинство всех звезд и температура которых достигает 100 000 К при первом формировании.

IUE обнаружил множество случаев появления белых карликов-компаньонов звезд главной последовательности . Примером такой системы является Сириус , и в видимых длинах волн звезда главной последовательности намного ярче белого карлика. Однако в УФ-диапазоне белый карлик может быть таким же ярким или ярче, поскольку его более высокая температура означает, что он излучает большую часть своего излучения на более коротких длинах волн. В этих системах белый карлик изначально был более тяжелой звездой, но потерял большую часть своей массы на более поздних стадиях своей эволюции. Двойные звезды предоставляют единственный прямой способ измерения массы звезд на основе наблюдений за их орбитальным движением. Таким образом, наблюдения за двойными звездами, где два компонента находятся на столь разных стадиях звездной эволюции, могут быть использованы для определения взаимосвязи между массой звезд и тем, как они развиваются.

Звезды с массами, примерно в десять раз превышающими массу Солнца, имеют мощные звездные ветры . Солнце теряет около 10 ⁻¹⁴ солнечных масс в год в солнечном ветре , который движется со скоростью около 750 км/с (470 миль/с), но массивные звезды могут терять в миллиард раз больше материала каждый год в ветрах, движущихся со скоростью несколько тысяч километров в год. второй. Эти звезды существуют несколько миллионов лет, и за это время звездный ветер уносит значительную часть их массы и играет решающую роль в определении того, взорвутся ли они как сверхновые или нет. Эта потеря звездной массы была впервые обнаружена с помощью ракетных телескопов в 1960-х годах, но IUE позволил астрономам наблюдать очень большое количество звезд, что позволило провести первые надлежащие исследования того, как потеря звездной массы связана с массой и светимостью.

СН 1987А

В 1987 году звезда в Большом Магеллановом Облаке взорвалась как сверхновая . Это событие, получившее обозначение SN 1987A , имело огромное значение для астрономии, поскольку оно было ближайшей к Земле известной сверхновой и первой, видимой невооруженным глазом , со времен звезды Кеплера в 1604 году — до изобретения телескопа . Возможность изучить сверхновую гораздо более внимательно, чем когда-либо прежде, вызвала интенсивные кампании наблюдений на всех крупных астрономических объектах, и первые наблюдения IUE были проведены примерно через 14 часов после открытия сверхновой.

Данные IUE были использованы для определения того, что звезда-прародитель была голубым сверхгигантом , тогда как теория сильно ожидала наличие красного сверхгиганта . На изображениях космического телескопа «Хаббл» была обнаружена туманность, окружающая звезду-прародительницу, состоящая из массы, потерянной звездой задолго до того, как она взорвалась; Исследования IUE этого материала показали, что он богат азотом , который образуется в цикле CNO — цепочке ядерных реакций, которая производит большую часть энергии, излучаемой звездами, гораздо более массивными, чем Солнце. Астрономы пришли к выводу, что звезда была красным сверхгигантом и выбросила большое количество материи в космос, прежде чем превратиться в синий сверхгигант и взорваться.

Межзвездная среда

IUE широко использовался для исследования межзвездной среды (ISM). ISM обычно наблюдается, глядя на фоновые источники, такие как горячие звезды или квазары; Межзвездный материал поглощает часть света от фонового источника, поэтому можно изучить его состав и скорость. Одним из первых открытий IUE было то, что Млечный Путь окружен огромным ореолом горячего газа, известным как галактическая корона . Горячий газ, нагретый космическими лучами и сверхновой , простирается на несколько тысяч световых лет выше и ниже плоскости Млечного Пути.

Данные IUE также сыграли решающую роль в определении того, как на свет от удаленных источников влияет пыль на луче зрения. влияет почти на все астрономические наблюдения Это межзвездное вымирание , и его поправка является первым шагом в большинстве анализов астрономических спектров и изображений. Данные IUE были использованы, чтобы показать, что внутри галактики межзвездное вымирание можно хорошо описать несколькими простыми уравнениями. Относительное изменение поглощения в зависимости от длины волны мало меняется в зависимости от направления; меняется только абсолютная величина поглощения. Межзвездное поглощение в других галактиках аналогичным образом можно описать достаточно простыми «законами».

Активные галактические ядра

IUE значительно расширил понимание астрономами активных ядер галактик (АЯГ). До своего запуска 3C 273 , первый известный квазар, был единственным АЯГ, которое когда-либо наблюдалось в УФ-диапазоне. Благодаря IUE УФ-спектры АЯГ стали широко доступны.

Одной из конкретных целей была NGC 4151 , самая яркая сейфертовская галактика . Вскоре после запуска IUE группа европейских астрономов объединила свое время наблюдений, чтобы неоднократно наблюдать за галактикой и измерять изменения ее УФ-излучения с течением времени. Они обнаружили, что изменение УФ-излучения было намного больше, чем наблюдаемое в оптических и инфракрасных длинах волн. Наблюдения IUE использовались для изучения черной дыры в центре галактики, масса которой оценивается в 50–100 миллионов раз больше солнечной. УФ-излучение менялось в течение нескольких дней, а это означает, что область излучения имела диаметр всего несколько световых дней .

Наблюдения за квазарами использовались для исследования межгалактического пространства. Облака газообразного водорода между Землей и данным квазаром поглотят часть его излучения на длине волны Лаймана-альфа . Поскольку облака и квазар находятся на разных расстояниях от Земли и движутся с разными скоростями из-за расширения Вселенной , спектр квазара имеет «лес» особенностей поглощения на длинах волн, короче, чем его собственное альфа-излучение Лаймана. До IUE наблюдения за этим так называемым лесом Лайман-альфа ограничивались очень далекими квазарами, для которых красное смещение , вызванное расширением Вселенной, вывело его в оптические длины волн. IUE позволил изучить более близкие квазары, и астрономы использовали эти данные, чтобы определить, что в ближайшей Вселенной меньше водородных облаков, чем в далекой Вселенной. Подразумевается, что со временем эти облака превратились в галактики.

Комплект ультрафиолетового спектрографа

Этот эксперимент включал комплект ультрафиолетовых спектрографов, принадлежащий IUE, состоящий из двух физически различных блоков эшелле-спектрографа/камеры, способных проводить астрономические наблюдения. Каждый спектрограф представлял собой трехэлементную эшелле-систему, состоящую из внеосевого параболоидного коллиматора, эшелле-решетки и сферической решетки первого порядка, которая использовалась для разделения эшелле-порядков и фокусировки спектрального отображения на преобразователе изображений плюс камера SEC Vidicon. . Для каждого отряда была запасная камера. Камеры смогли интегрировать сигнал. Цикл считывания/подготовки камер занял около 20 минут. Калибровка длины волны осуществлялась с помощью лампы сравнения с полым катодом. Фотометрическая калибровка осуществлялась путем наблюдения за стандартными звездами, спектральные потоки которых ранее были откалиброваны другими способами. Оба эшель-спектрографа/камеры были способны работать с высоким разрешением (0,1 ангстрем (А)) или низким разрешением (6 А). Возможность двойного высокого/низкого разрешения была реализована путем установки плоского зеркала перед решеткой Эшелле, так что единственная дисперсия обеспечивалась сферической решеткой. Поскольку SEC Vidicons мог интегрировать сигнал в течение многих часов, данные с отношением сигнал/шум 50 можно было получить для звезд B0 9-й и 14-й звездной величины в режимах высокого и низкого разрешения соответственно. Отличительной характеристикой устройств был охват длины волны. Одна установка охватывала диапазон длин волн от 1192 до 1924 А в режиме высокого разрешения и от 1135 до 2085 А в режиме низкого разрешения. Для другого блока диапазоны составляли от 1893 до 3031 А и от 1800 до 3255 А для режимов высокого и низкого разрешения соответственно. У каждого блока также был свой выбор входных отверстий: либо отверстие размером 3 угловых секунды, либо щель размером 10 на 20 угловых секунд. Щели размером 10 на 20 угловых секунд могли быть перекрыты обычным затвором, но апертура 3 угловых секунды всегда была открыта. В результате были возможны две конфигурации апертуры: (1) обе апертуры по 3 угловых секунды открыты и обе щели размером 10 на 20 угловых секунд закрыты, или (2) все четыре апертуры открыты. С этим оборудованием наблюдатель мог получить следующие варианты наблюдения: длинноволновый и/или коротковолновый спектрограф, высокое или низкое разрешение, а также большие или маленькие апертуры. Экспозицию можно было производить двумя спектрографами одновременно, но входные отверстия каждого из них были различны и разнесены по небу примерно на 1 угловую минуту. Дополнительным ограничением было то, что данные можно было считывать одновременно только с одной камеры. Однако одна камера могла быть экспонирована, пока информация с другой камеры считывалась. Выбор высокого или низкого разрешения может быть сделан независимо для двух спектрографов.

Монитор потока частиц (космический корабль)

Эксперимент с монитором потока частиц был размещен в IUE для мониторинга потоков захваченных электронов, которые влияли на чувствительность ультрафиолетового датчика в эксперименте со спектрографом IUE, NSSDC ID 1978-012A-01. Монитор потока частиц представлял собой литий-кремниевый детектор с полуугловым коническим полем зрения 16°. Он имел алюминиевый поглотитель 0,357 г/см. ² перед коллиматором и латунным щитком толщиной не менее 2,31 г/см. ² . Эффективный энергетический порог электронных измерений составлял 1,3 МэВ . Эксперимент также был чувствителен к протонам с энергией более 15 МэВ. Прибор использовался в качестве оперативного инструмента для определения фонового излучения и приемлемого времени экспозиции камеры. Эти данные также были полезны для мониторинга потоков захваченного излучения. Инструмент был предоставлен доктором К. Бостромом из Лаборатории прикладной физики Университета Джонса Хопкинса . Прибор был отключен 4 октября 1991 года, поскольку давал ошибочную информацию.

Завершение миссии

IUE был рассчитан на минимальный срок службы три года и имел расходные материалы, достаточные для пятилетней миссии. Однако он просуществовал гораздо дольше, чем того требовала его конструкция. Случайные аппаратные сбои вызывали трудности, но для их преодоления были разработаны инновационные методы. Например, космический корабль был оборудован шестью гироскопами для стабилизации корабля. Последовательные неудачи в 1979, 1982, 1983, 1985 и 1996 годах в конечном итоге оставили космический корабль с единственным функциональным гироскопом. Управление телескопом поддерживалось с помощью двух гироскопов с использованием датчика Солнца телескопа для определения положения космического корабля, а стабилизация по трем осям оказалась возможной даже после пятого отказа с помощью датчика Солнца, датчиков точных ошибок и единственного оставшегося гироскопа. Большинство других частей систем телескопа оставались полностью работоспособными на протяжении всей миссии.

В 1995 году проблемы с бюджетом НАСА чуть не привели к прекращению миссии, но вместо этого оперативные обязанности были перераспределены: ЕКА взяло на себя управление 16 часами в день, а GSFC - только оставшимися 8. 16 часов ESA использовались для научных операций, а 8 часов GSFC - только для технического обслуживания. В феврале 1996 года дальнейшее сокращение бюджета привело к тому, что ЕКА решило больше не поддерживать спутник. Операции были прекращены 30 сентября 1996 г., весь оставшийся гидразин был разряжен, батареи разряжены и выключены, а в 18:44 UTC 30 сентября 1996 г. радиопередатчик был отключен, и вся связь с космическим кораблем была потеряна.

Он продолжает вращаться вокруг Земли по своей геосинхронной орбите и будет продолжать делать это более или менее неопределенно долго, поскольку находится намного выше верхних слоев атмосферы Земли . Аномалии гравитации Земли из-за ее несферической формы означали, что телескоп имел тенденцию смещаться на запад от своего первоначального местоположения примерно на 70 ° западной долготы к примерно 110 ° западной долготы. Во время миссии этот дрейф корректировался периодическими запусками ракет, но после окончания миссии спутник бесконтрольно дрейфовал к западу от своего прежнего местоположения.

Архивы

Архив IUE — один из наиболее часто используемых астрономических архивов. Данные архивировались с самого начала миссии, и доступ к архиву был свободен для всех, кто хотел им воспользоваться. Однако в первые годы миссии, задолго до появления Всемирной паутины и быстрых глобальных каналов передачи данных, доступ к архиву требовал личного посещения одного из двух региональных центров анализа данных (RDAF), одного в Университет Колорадо и другой в GSFC .

В 1987 году стало возможным получить доступ к архиву в электронном виде, подключившись к компьютеру в Центре космических полетов Годдарда. Архив, общий объем данных которого тогда составлял 23 Гб , был подключен к компьютеру на запоминающем устройстве большой емкости. Один пользователь одновременно мог дозвониться и получить данные наблюдения за 10–30 секунд.

Когда миссия вступила во второе десятилетие своего существования, были составлены планы по созданию ее последнего архива. На протяжении всей миссии методы калибровки были усовершенствованы, а окончательная версия программного обеспечения для обработки данных привела к значительным улучшениям по сравнению с предыдущими калибровками. В конечном итоге весь набор доступных необработанных данных был перекалиброван с использованием финальной версии программного обеспечения для обработки данных, в результате чего был создан единый высококачественный архив. Сегодня архив размещен в Архиве космических телескопов Микульского в Научном институте космических телескопов и доступен через Всемирную паутину и API.

Влияние на астрономию

Ультрафиолетовый вид (сопоставленный с синим видимым светом) Петли Лебедя, сделанный более поздним ультрафиолетовым телескопом.

Миссия IUE, в силу своей очень длительной продолжительности и того факта, что большую часть своего существования она предоставляла астрономам доступ только к ультрафиолетовому свету, оказала большое влияние на астрономию. К концу миссии она считалась безусловно самой успешной и продуктивной миссией космической обсерватории. В течение многих лет после завершения миссии ее архив был наиболее часто используемым набором данных в астрономии, а данные IUE использовались в более чем 250 докторских проектах по всему миру. На основе данных IUE к настоящему времени опубликовано почти 4000 рецензируемых статей, включая некоторые из наиболее цитируемых астрономических статей всех времен. Самая цитируемая статья, основанная на данных IUE, — это работа, анализирующая природу межзвездного покраснения , которая впоследствии была процитирована более 5500 раз.

находится Космический телескоп Хаббл на орбите уже 31 год (по состоянию на 2021 год), и на тот момент данные Хаббла использовались почти в 10 000 рецензируемых публикаций. В 2009 году , установили на HST спектрограф «Космическое происхождение» астронавты, запущенные с помощью космического корабля «Шаттл» , и это устройство записывает ультрафиолетовый спектр , тем самым доказывая некоторую способность наблюдать ультрафиолет в этот период. Еще одним ультрафиолетовым космическим телескопом, совершенно другим по фокусу, был широкоугольный космический телескоп GALEX , работавший в период с 2003 по 2013 год.

Некоторые телескопы, такие как Habex или космический телескоп с большой апертурой передовых технологий (ATLAST), предусматривают возможность работы в ультрафиолетовом диапазоне, хотя неясно, имеют ли они какие-либо реальные перспективы. В 2010-х годах многие проекты телескопов находились в затруднительном положении, и даже некоторые наземные обсерватории видели возможность их закрытия якобы для экономии бюджета.

См. также

• программа проводник
• Хронология искусственных спутников и космических зондов