Chandra X-ray Observatory (CXO)

[Scorus]

Obserwatorium rentgenowskie Chandra (Advanced X-Ray Astrophysics Facility - AXAF) jest trzecim (po obserwatoriach Hubblea i Comptona) obserwatorium wystrzelonym w ramach programu NASA Great Observatories. Satelita ten służy do obrazowania i badań spektrometrycznych najróżniejszych obiektów astronomicznych - od najodleglejszych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego w zakresie promieniowania rentgenowskiego o energiach 0.09 - 10.0 keV. Do jego głównych celów naukowych należą: określenie natury obiektów kosmicznych od normalnych gwiazd do kwazarów; umożliwienie poznania natury procesów astrofizycznych wysokich energii, takich jak akercja materii na czarne dziury, zjawiska w jadrach aktywnych galaktyk, układy rentgenowskie itp; oraz wykonanie ogólnych badań historii i rozwoju Wszechświata. Obserwacje głównie obejmują takie obiekty jak pozostałości supernowych, pulsary rentgenowskie, czarne dziury, gwiazdy neutronowe, oraz gorące gromady galaktyk.

KONSTRUKCJA
Teleskop Chandra ma masę 4 790 kg. Razem z panelami słonecznymi ma wymiary 13.8 x 19.5 m. Składa się z trzech zasadniczych modułów: modułu statku kosmicznego (Spacecraft Module); Optical Bench; oraz zintegrowanego modułu instrumentów naukowych (Integraded Science Instruments Module - ISIM).

Moduł statku kosmicznego jest przednim, zasadniczym elementem pojazdu. Zawiera większość jego głównych podsystemów, oraz optykę rentgenowską. W przedniej części modułu statku kosmicznego znajdują się szczeliny wejściowe systemu zwierciadeł (High Resolution Mirro Assembly - HSMA), przez które fotony wchodzą do wnętrza teleskopu. W górnej części umieszczono osłonę słoneczną (Sunshade Door), która chroni teleskop przed bezpośrednim oświetleniem przez Słońce. Blisko szczelin wejściowych umieszczono także kamerę optyczną (Aspect Camera). Służy do wykonywania optycznych zdjęć gwiazd, które pozwalają na dokładne zlokalizowanie na niebie obiektów obserwacji rentgenowskich. Jej pole widzenia ma wymiary 1.40 x 1.40 stopnia. System zwierciadeł rentgenowskich został umieszczony we wnętrzu przedniej części pojazdu. Składa się z czterech koncentrycznych zwierciadeł paraboloidalnych, oraz położonych za nimi czterech koncentrycznych zwierciadeł  hiperboloidalnych. Zwierciadła są ustawione prawie równolegle do napływającego promieniowania rentgenowskiego.  System ten ma długość 83.3 cm. Zewnętrza średnica wynosi 1.2 m. Zwierciadła są pokryte 600 warstwami irydu - rzadkiego metalu o wysokiej odbijalności. Zwierciadła Chandry do wystrzelenia europejskiego satelity XMM-Newton były największymi zwierciadłami rentgenowskimi na świecie. Są najdokładniej oszlifowanymi i najgładszymi zwierciadłami jakie kiedykolwiek zbudowano. Ich gładkość wynosi kilka atomów, co odpowiada wygładzeniu powierzchni Ziemi do poziomu na którym najwyższe wzniesienia miałyby wysokość około 2 metrów. Pole widzenia teleskopu ma średnicę 1.0 stopnia, a jego rozdzielczość kątowa wynosi 0.5 stopnia. Optical Bench jest długą, stożkową strukturą łączącą się szerszym końcem z modułem statku kosmicznego. W niej wiązki promieniowania rentgenowskiego skupionego przez zwierciadła rentgenowskie przechodzą i są ostatecznie ogniskowane w pobliżu wąskiego końca. Całkowita ogniskowa teleskopu wynosi 10 metrów. W tej części satelity umieszczono dwie siatki transmisyjne, a na jej początku - zestawy elektroniki obserwatorium. Z wąskim końcem, w którym skupiane są wiązki umieszczono zintegrowany moduł instrumentów naukowych ISIM, zawierający dwa główne instrumenty naukowe teleskopu. Moduł ten zawiera elektronikę tych instrumentów, i zapewnia kontrolę ich temperatury.

WYPOSAŻENIE
Do sprzętu Teleskopu Chandra zaliczają się czerty urządzenia: zaawansowany spektrometr obrazujący CCD (Advanced CCD Imaging Spectrometer - ACIS); kamera wysokich rozdzielczości (High Resolution Camera - HRC); spektrometr wysokiej energii z siatką transmisyjną (High Energy Transmission Grating Spectrometer - HEGTS); oraz spektrometr niskiej energii z siatką transmisyjną (Low Energy Transmission Grating Spectrometer - LEGTS).

Urządzenie ACIS służy do wykonywania obrazów obiektów astronomicznych w zakresie promieniowania rentgenowskiego, oraz do jednoczesnych pomiarów energii promieniowania z tych źródeł. Może wytworzyć obrazy w zakresie promieniowania pojedynczego pierwiastka chemicznego, i umożliwić porównanie promieniowania różnych pierwiastków (np. porównanie promieniowania pozostałości supernowych w zakresie emisji jonów tlenu do emisji neonu albo jonów żelaza). W skład instrumentu wchodzą: system detektorów płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Detector Assembly); system kontroli cieplnej (Thermal Control System); oraz cyfrowy system przetwarzania danych (Digital Processing Assembly - DPA). Instrument ten pracuje w zakresie energii 0.2 - 10 keV. Rozdzielczość kątowa obrazów wynosi 0.5''. Zestaw detektorów składa się z 10 detektorów CCD. Zestaw ten jest podzielny na dwie płaszczyznę - płaszczyznę obrazowania (ACIS Imaging Array - ACIS-I) i płaszczyznę spektroskopii (ACIS Spectroskopy Array - ACIS-S). Płaszczyzna obrazowania składa się z 4 detektorów CCD, a powierzchnia spektroskopii - z 6 detektorów CCD.

Instrument HRC służy do wykonywania bardzo dokładnych obrazów źródeł rentgenowskich, z rozdzielczością nawet 0.5'', co odpowiada zdolności przeczytania gazety z odległości pół mili. Jest to instrument o najwyższej rozdzielczości kątowej na Teleskopie Chandra. HRC jest szczególnie przydatny do obrazowania gorącej materii w pozostałościach po supernowych, oraz w gromadach galaktyk i odległych galaktykach. Umożliwia także identyfikowanie bardzo słabych źródeł rentgenowskich. Urządzenie pracuje w zakresie energii 0.1 - 10 keV. Instrument posiada 2 detektory typu MCP (Micro-Channel Plate).

Spektrometry HEGTS i LEGTS są połączeniem zwierciadeł rentgenowskich Chandry, siatek transmisjnych i detektorów teleskopu. Siatka przyjmuje promieniowanie rentgenowskie odbite od zwierciadeł (po aktywacji instrumentu, polegającej na przesunięciu siatki w ścieżkę optyczną teleskopu poprzez zmianę pozycji ramy siatki), zmieniając jego kierunek zależnie od energii. Jeden z zestawów detektorów teleskopu (wchodzących w skald instrumentów ACIS lub HRC) rejestruje następnie promieniowanie wytwarzając spektrogram. HEGTS działa w zakresie 0.4 - 10 keV, a LEGHTS - 0.08 - 2 keV.

PRZEBIEG MISJI
Pierwotnie wystrzelenie Chandry było planowane na sierpień 1998 roku. Opóźniło się jednak o 2 lata. Ostatecznie Teleskop Chandra został wyniesiony na orbitę 23.07.1999r, godz. 11:47 UTC w ładowni wahadłowca Columbia w ramach misji STS-93. Załogę misji stanowili: E. Collins; J. Ashby; C. Coleman; S. Hawley; oraz M. Tognini. Był to pierwszy lot dowodzony przez kobietę (Collins). Lot zakończył się pełnym sukcesem z chwilą lądowania dnia 28 lipca 1999 roku. Trwał 4 dni, 22 minuty i 49 sekund.

Po wyładunku teleskop opuścił niską orbitę okołoziemską za pomocą dodatkowego modułu napędowego IUS (Inertial Upper Stage) dołączonego do przedniej części. Po oddaleniu się na silnie wydłużoną, odległą orbitę okołoziemską IUS został odrzucony. Następnie wykonano serię małych korekt orbity za pomocą silników obserwatorium. Ostatecznie pojazd znalazł się na orbicie o perygeum 10 000 km i apogeum 140 161 km. Nachylenie płaszczyzny orbity do równika wynosi 28.5 st. Taka orbita sprawa, że obserwatorium przez większość czasu znajduje się poza pasami radiacyjnymi van Allena, gdzie promieniowanie praktycznie uniemożliwia wykonywanie obserwacji w zakresie rentgenowskim. Po kilkumiesięcznym okresie testowania pojazdu i instrumentów Teleskop Chandra rozpoczął program bardzo udanych obserwacji astronomicznych. Czas misji był zaplanowany na minimalnie 5 lat. Jednak już w 2001 roku przedłużono go o 10 lat, czyli do początku 2010 roku. Jest on jednym z najważniejszych narzędzi przyczyniających się do lepszego zrozumienia struktury i ewolucji Wszechświata.

[Scorus]

Obserwacje superbąbli, czyli przestrzeni wytworzonych przez supernowe i wiatry gwiazdowe w obszarze gwiazdotwórczym LHa115-N19 w Małym Obłoku Magellana:
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/n19/

[Scorus]

Ostatnie wieści dotyczą galaktyki eliptycznej NGC 1132. Dane zebrane przez teleskopy Chandra i Hubble'a pokazały, że zawiera ona dużą ilość ciemniej materii oraz gorącego gazu, co jest charakterystyczne dla grup galaktyk, a nie dla pojedynczej galaktyki. Wskazuje to, na dwie możliwości. Albo galaktyka ta powstała ze zlania się grupy mniejszych galaktyk, albo uformowała się w warunkach które uniemożliwiły powstanie grupy i doprowadziły do uformowania się jednego obiektu.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/ngc1132/
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/07/

[Scorus]

Obserwacje pozostałości po supernowej N132D w Wielkim Obłoku Magellana prowadzone w celu wyznaczenia masy gwiazdy macierzystej i zebrania informacji na temat tworzenia ciężkich pierwiastków podczas eksplozji supernowych ujawniły istnienie elipsoidalnej warstwy tlenu w tej pozostałości. Struktura taka nie została zaobserwowana w 2 innych bogatych w tlen pozostałościach supernowych w podobnym wieku - G292.0+1.8 i Puppis A. Jej pochodzenie jest niejasne, ale mogła powstać dzięki energii dostarczonej przez pęcherz radioaktywnego niklu wytworzonego podczas eksplozji.

(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/n132d/)

[Scorus]

Ostatnio pojawiło się doniesienie o wykryciu pierwszego podwójnego dżetu rentgenowskiego pochodzącego z młodej gwiazdy, a konkretnie DG Tau. Emisja z dżetu jest podobna do emisji z młodych gwiazd nie tworzących takich struktur, ale promieniowanie rentgenowskie jest w nim bardziej skupione i prawdopodobnie wywiera znaczny wpływ na dysk protoplanetarny. Jonizuje gaz co tworzy turbulencje w dysku, które mogą mieć wpływ na orbity formujących się planet. Mogą zapobiegać ich zacieśnianiu się. Dżet na obrazie po lewej jest słabszy od tego po lewej, ponieważ jest częściowo zasłonięty dyskiem, co ilustruje grafika.

(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/dgtau/)

[Scorus]

Obserwacje 13 gromad kulistych wykazały, że mogą one być młodsze niż do tej pory sadzono. Poszukiwane były podwójne układy rentgenowskie, w których materia z jednej gwiazdy przepływa na drugą emitując promieniowanie X. Układy takie tworzą się w centrum gromad kulistych a po pewnym okresie są z nich wyrzucane. Następstwem tego jest kurczenie się jądra gromady. 3 z przebadanych gromad wykazały nadwyżkę źródeł rentgenowskich, co wskazuje, że są w średnim wieku. Poprzednie natomiast opierając się na obserwacjach ich bardzo gęstych jąder sądzono, że są bardzo stare.
http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_042808.html

[Scorus]

Pozostałość supernowej G1.9+0.3 jest najmłodszym tego typu obiektem w naszej galaktyce. Obiekt ten został zidentyfikowany jako pozostałość supernowej podczas obserwacji radiowych z 1985 roku. Bazując na jego niewielkich rozmiarach wiek oszacowano na 400 – 1000 lat. Obserwacje wykonane w 2008r za pomocą Chandry i VLA wykazały, że od tego czasu rozszerzył się on o 16%. Przez to musi być młodszy, i jego wiek jest teraz szacowany na zaledwie 140 lat. Eksplozji nie była widoczna, ponieważ omawiany obiekt znajduje się blisko centrum Drogi Mlecznej i jest zasłonięty obłokami międzygwiezdnymi. Poszukiwania młodych pozostałości supernowych są istotne dla precyzyjniejszego oszacowania częstości eksplozji supernowych mających znaczy wpływ na produkcję ciężkich pierwiastków wchodzących w skład następnych generacji gwiazd.

http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_051408.html

[Scorus]

Kolejne doniosłe obserwacje dotyczące supernowych. Gdy Swift obserwował 9 stycznia 2008r supernową  SN 2007uy w galaktyce NGC 2770, jego teleskop  XRT wykrył trwającą 5 minut eksplozję promieniowania rentgenowskiego z innego rejonu tej galaktyki. Dalsze analizy danych wykazały, że sygnatura promieniowania rentgenowskiego była charakterystyczna dla fali uderzeniowej powstałej podczas zapadnia się jądra masywnej gwiazdy w początkowym etapie wybuchu supernowej. Zaobserwowany rozbłysk był związany z supernową SN 2008D. W ten sposób po raz pierwszy zarejestrowano sam początek eksplozji supernowej. Obserwacje wykonały też instrumenty BAT i UVOT Swifta. Ponadto nowa supernowa była intensywnie badana za pomocą Chandry, Hubble’a, VLA w Nowym Meksyku, teleskopów Gemini North i Kesck I na Hawajach, Obserwatorium Palomar oraz Apache Point Observatory w Nowym Meksyku. Obserwacje wykonane przez Chandrę wykazały, że supernowa była typu Ib, a podczas eksplozji udziału nie brały dżety charakterystyczne dla supernowych produkujących błyski gamma. Dalsze badania pozwolą na dokładniejsze zbadanie początków eksplozji supernowych.

http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_052108.html

[Scorus]

Duża kampania obserwacyjna supermasywnej czarnej dziury w galaktyce M81 potwierdziła, że czarne dziury w centrach galaktyk pochłaniają materię w sposób bardzo podobny do czarnych dziur gwiazdowych. Następuje to poprze tworzenie dysku akrecyjnego o podobnych właściwościach. Przewidywała to ogólna teoria względności, a potwierdzenie może posłużyć do przewidywań właściwości nie potwierdzonych nadal czarnych dziur o pośrednich masach. Analizie poddano wzorzec promieniowania rentgenowskiego z okolic czarnej dziury porównanym z modelem teoretycznym. W obserwacjach brały też udział systemy radioteleskopów Giant Meterwave Radio Telescope, Very Large Array i Very Long Baseline Array, dwa teleskopy milimetrowe Plateau de Bure Interferometer i Submillimeter Array, oraz optyczne Lick Observatory. Pozwoliło to na określenie zmian w tępie pochłaniania materii co miało znaczenie podczas interpretacji wyników.

http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_061808.html

[Scorus]

Opublikowany został obraz pozostałości supernowej SN1006 z obserwacji do badań przyspieszania cząstek w jej obrębie. Była to prawdopodobniej najjaśniejsza odległa gwiazda widziana przez człowieka – była widoczna nawet w dzień. W zakresie radiowym pozostałość ma na niebie wielkość Księżyca w pełni. Kolor niebieski obrazuje dane z Chandry, żółty – obrazy optyczne z Curtis Schmidt Telescope w  Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) i przeglądu DSS, a czerwony – dane radiowe z VLA i Green Bank Telescope.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/sn1006c/

Ponadto HST wykonał obserwacje świecącego pasma gazu znaczącego miejsce zderzenia fali uderzeniowej z gazem międzygwiezdnym.
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/22/image/a/

[Scorus]

Dzięki danym z Chandry po raz pierwszy zmierzono masę supermasywnej czarnej dziury nową metodą polegającą na pomiarze maksymalnej temperatury gazu spadającego na nią. Im masywniejsza jest czarna dziura tym gaz w jej pobliżu bardziej się rozgrzewa. Efekt ten został przewidziany już 10 lat temu, ale dopiero teraz udało się go praktycznie zastosować. Zmierzona masa czarnej dziury w galaktyce NGC 4649 wynosi 3.4 miliarda mas Słońca. Jest to zgodne z oszacowaniami opartymi na metodzie klasycznej polegającej na pomiarach ruchów gwiazd lub gazu w pobliżu czarnej dziury.

http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_071608.html

[Scorus]

Mgławica planetarna NGC 6543 (Kocie Oko) na kompozycji zdjęć z Chandry (kolor niebieski) i HST (kolor różowy). Widać, że centralna gwiazd jest otoczona obłokiem gazu o temperaturze wielu milionów stopni emitującym promieniowanie rentgenowskie. Porównanie obszarów świecących rentgenowsko ze strukturami widocznymi w świetle widzialnym pozwoliło na stwierdzenie różnic w składzie chemicznym pomiędzy rejonami chłodnymi a wiatrem z gwiazdy centralnej.

(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/catseye/)

[Scorus]

Obraz galaktyki M87 w gromadzie Vigro na złożeniu obrazów z Chandry i HST. Widoczna jest emisja dżetu materii z okolic centralnej czarnej dziury. Jądro galaktyki jest silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego. Zidentyfikowano również ślady dawnych wybuchów w okolicach czarnej dziury, które wytworzyły bąble i pętle widoczne w emisji rentgenowskiej.  Ponadto widoczne filamenty mogą przedstawiać gorący gaz uwięziony w polu magnetycznym.
(http://chandra.harvard.edu/photo/2008/m87/)

Interesujące informacje o badaniach gromad gwiazd w Virgo:
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/30/

[Scorus]

Obraz galaktyki NGC 1275 (radioźródło Perseus A) będący złożeniem zdjęć z HST, Chandry i mapy radiowej VLA. W centrum tej galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura, a w jej pobliżu następują eksplozje wyrzucające materię. Objawia się to w postaci widocznych bąbli oraz filamentów gazowego wodoru zaznaczających się poza galaktyką. FIlamenty powstają, gdy chłodny gaz w galaktyce jest wynoszony z niej przez rozrastający się bąbel wytwarzany w jej jądrze. Do tej pory nie było jasne, dlaczego takie filamenty nie rozpływają się z czasem albo nie rozpoczyna się w nich formowanie gwiazd. Nowe badania wykazują, że prawdopodobnie są one utrzymywane przez silne pola magnetyczne.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/perseus/
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/28/

[Scorus]

Obserwacje gorącego gazu w gromadzie galaktyk Abell 1689 wykazały, że ma on równomierny rozkład, w przeciwieństwie do innych gromad, takich jak Bullet czy MACS J0025.4-1222. Jednak rozkład temperatur jest dużo bardziej skomplikowany. Masa gromady wyznaczona na podstawie obserwacji rentgenowskich nie zgadza się z masą wyznaczona dzięki analizie soczewkowania grawitacyjnego (jest to największy znany układ łuków powstałych na skutek soczewkowania).  Prawdopodobnie niedokładność w oszacowaniu masy na podstawie soczewkowania wywołują filamenty galaktyk ustawione na linii widzenia. Na załączonym obrazie dane z Chandry są przedstawione na fioletowo i połączone z obrazem optycznym z HST (żółty).

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/a1689/