국제 자외선 탐사기
International Ultraviolet Explorer이름 | 익스플로러 57 IUE SAS-D |
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미션 타입 | 자외선 천문학 |
교환입니다. | NASA/ESA/SERC |
COSPAR ID | 1978-012a |
새캣 | 10637 |
웹 사이트 | ESA 과학기술 NASA IUE 아카이브 |
미션 기간 | 3년 (예정) 18년 (최종) |
우주선 속성 | |
우주선 | 익스플로러 LVII |
우주선 종류 | 국제 자외선 탐사기 |
버스 | 소형천문위성(SAS) |
제조원 | 고다드 우주 비행 센터 |
발사 질량 | 669 kg (1,475파운드) |
힘 | 424 와트 |
임무 개시 | |
발매일 | 1978년 1월 26일 17:36:00 UTC |
로켓 | 토르-델타 2914(Thor 628/Delta 138) |
발사장소 | 케네디 우주 센터, LC-17A. |
청부업자 | 더글러스 에어크래프트 |
입력 서비스 | 1978년 4월 3일 |
임무 종료 | |
비활성화됨 | 1996년 9월 30일 |
마지막 연락처 | 1996년 9월 30일 18:44 UTC |
궤도 파라미터 | |
레퍼런스 시스템 | 지구 중심 궤도 |
정권 | 지구 동기 궤도 |
경도 | 서쪽 70.0° |
주 망원경 | |
유형 | 리체이-크레티엔 카세그레인 반사경 |
직경 | 45cm(18인치) |
초점비 | f/15 |
파장 | 자외선 115 ~ 320 nm |
인스트루먼트 | |
입자속 모니터(우주선) 자외선 분광기 패키지 | |
IUE 미션용 ESA 패치 익스플로러 프로그램 |
국제 자외선 탐사기(IUE 또는 익스플로러 57, 이전 SAS-D)[1]는 주로 자외선(UV) 전자 스펙트럼을 취하도록 설계된 최초의 우주 관측소였다.이 위성은 NASA, 영국의 과학 및 공학 연구 위원회 (SERC, 이전 UKSRC), 그리고 유럽 우주 기관 (ESA, 이전 유럽 우주 연구 기구) 사이의 공동 프로젝트였다.이 임무는 1964년 초 영국의 과학자 그룹에 의해 처음 제안되었고 1978년 1월 26일 NASA 토르-델타 2914 발사체를 통해 발사되었다.임무수명은 당초 3년으로 설정됐지만 결국 18년간 지속됐고 1996년 위성이 폐쇄됐다.이 망원경은 원래 효율에 가까운 기능을 하는 동안 재정적인 이유로 꺼졌습니다.
미국과 유럽의 우주정거장을 방문한 천문학자들이 실시간으로 운영하는 최초의 우주관측소였다.천문학자들은 IUE를 사용하여 태양계 천체에서 멀리 있는 퀘이사까지 104,000개 이상의 천체들을 관측했다.IUE 데이터로부터 얻은 중요한 과학적 결과들 중에는 항성풍에 대한 최초의 대규모 연구, 성간 먼지가 빛을 흡수하는 방법에 대한 정확한 측정, 그리고 초신성 SN 1987A가 당시와 같은 항성 진화 이론을 무시한다는 것을 보여주는 측정이 있었다.임무가 끝났을 때,[2] 그것은 역사상 가장 성공적인 천문 위성으로 여겨졌다.
역사
동기
인간의 눈은 약 350나노미터에서 700나노미터 사이의 파장을 가진 빛을 감지할 수 있다.자외선의 파장은 대략 10nm에서 350nm 사이이다.자외선은 사람에게 해로울 수 있고 오존층에 의해 강하게 흡수된다.이것은 지상에서 천체로부터 자외선을 방출하는 것을 관찰하는 것을 불가능하게 만든다.하지만 많은 종류의 물체는 많은 양의 자외선을 방출한다: 우주에서 가장 뜨겁고 무거운 별들은 대부분의 빛이 자외선에서 방출될 정도로 충분히 높은 표면 온도를 가질 수 있다.활동 은하핵, 강착 원반, 초신성 모두 자외선을 강하게 방출하며, 많은 화학 원소들이 자외선에 강한 흡수선을 가지고 있기 때문에 성간 매체에 의한 자외선의 흡수는 그 구성을 연구하는 강력한 도구가 됩니다.
우주 시대 이전에는 자외선 천문학이 불가능했고, 최초의 우주 망원경 중 일부는 이전에는 접근할 수 없었던 이 전자파 스펙트럼 영역을 관측하기 위해 고안된 UV 망원경이었다.한 가지 특별한 성공은 두 번째 궤도천문대(OAO-2)로, 20cm(7.9인치)의 자외선 망원경을 탑재하고 있었다.그것은 1968년에 발사되었고, 1200개의 물체,[3] 주로 별들을 처음으로 자외선 관측했습니다.OAO-2의 성공은 천문학자들이 더 큰 임무를 고려하도록 동기를 부여했다.
개념
궁극적으로 IUE 임무가 된 궤도를 도는 자외선 위성은 1964년 영국 천문학자 로버트 [4]윌슨이 처음 제안했다.유럽우주연구기구(ESRO)는 거대천문위성(LAS)을 계획하고 있었으며, 그 목적과 설계에 대한 천문학계의 제안을 받아왔다.Wilson은 자외선 분광기를 제안한 영국 팀을 이끌었고, 1966년 그들의 디자인이 받아들여지도록 추천되었다.
그러나 경영상의 문제와 비용초과로 [4]1968년 LAS 프로그램이 취소되었다.윌슨 교수팀은 계획을 축소하고 ESRO에 보다 겸손한 제안을 제출했지만 우주선 위성이 우선으로 선정되지 않았다.그들은 궤도를 도는 UV 망원경에 대한 생각을 포기하는 대신 NASA의 천문학자 레오 골드버그에게 계획을 보냈고, 1973년에 그 계획이 승인되었다.제안된 망원경은 국제 자외선 [4][5]탐사선으로 이름이 바뀌었다.
설계 및 목적
이 망원경은 처음부터 원격 조종이 아닌 실시간으로 작동하도록 설계되었다.이를 위해서는 지구 동기 궤도로 발사되어야 했다. 즉, 하나의 항성일과 동일한 주기가 23시간 56m이다.이러한 궤도에 있는 위성은 한 번에 여러 시간 동안 지구 표면의 특정 지점에서 볼 수 있으며, 따라서 오랜 시간 동안 단일 지상국으로 전송할 수 있다.허블 우주 망원경과 같은 지구 궤도에 있는 대부분의 우주 관측소는 지구 표면의 극히 일부만 일정 시간에 볼 수 있기 때문에 대부분의 시간을 자율적으로 작동하며 보내는 낮은 지구 궤도에 있다.예를 들어 허블 망원경은 약 600km(370mi)의 고도에서 지구 궤도를 도는 반면, 지구 동기 궤도는 평균 36,000km(22,000mi)의 고도를 가지고 있다.
지상국과의 지속적인 통신을 가능하게 할 뿐만 아니라, 지상 동기 궤도는 또한 하늘의 더 많은 부분을 지속적으로 볼 수 있게 해준다.지구로부터의 거리가 더 크기 때문에, 지구는 낮은 지구 궤도에서보다 위성으로 보이는 하늘의 훨씬 작은 부분을 차지한다.
지구 동기 궤도로의 발사는 지구 저궤도로의 발사에 비해 주어진 무게의 페이로드에 훨씬 더 많은 에너지를 필요로 한다.즉, 망원경은 45cm(18인치)의 1차 거울과 312kg(688파운드)[6]의 총 중량을 가진 비교적 작아야 했다.이에 비해 허블 망원경은 무게가 11.1톤이고 2.4m(7피트 10인치)의 거울을 가지고 있습니다.가장 큰 지상 망원경인 Gran Telescopio Canarias는 지름 10.4m(34피트)의 1차 거울을 가지고 있다.작은 거울은 큰 거울에 비해 집광력이 낮고 공간 분해능이 낮다는 것을 의미합니다.
임무 시작 시 망원경의 목표는 다음과 같다.[7]
- 물리적 특성을 결정하기 위해 모든 스펙트럼 유형의 별의 고해상도 스펙트럼을 얻는다.
- 쌍성계 내부 및 주변 가스 흐름을 연구하는 방법
- 낮은 분해능에서 희미한 별, 은하 및 퀘이사를 관찰하고, 고해상도 스펙트럼을 참조하여 이러한 스펙트럼을 해석한다.
- 행성과 혜성의 스펙트럼을 관찰하다
- 스펙트럼이 다양한 물체를 반복적으로 관측하는 방법
- 성간 먼지와 가스로 인한 별빛의 변화를 연구하기 위해
건설 및 엔지니어링
이 망원경은 NASA, ESRO, 그리고 영국의 SERC의 공동 프로젝트로 만들어졌습니다.SERC는 분광기용 비디콘 카메라와 과학 기구용 소프트웨어를 제공했다.ESA는 우주선에 전력을 공급하기 위한 태양전지 어레이와 스페인 빌라프랑카 델 카스티요에 지상 관측 시설을 제공했다.나사는 망원경, 분광기, 우주선을 비롯해 메릴랜드주 그린벨트에 있는 고다드 우주 비행 센터(GSFC)에 있는 발사 시설과 제2 지상 관측소를 기증했다.
프로젝트 설정 합의에 따라 관측 시간은 NASA의 2/3, ESA의 1/6 및 영국의 SERC의 1/6으로 분담됩니다.
거울
망원경 거울은 쌍곡선의 1차 거울과 2차 거울이 있는 리체이-크레티엔 망원경의 반사체였다.프라이머리의 지름은 45cm(18인치)입니다.이 망원경은 16 아크 분의 시야(태양이나 달의 겉보기 직경의 약 절반)에 걸쳐 고품질의 영상을 제공하도록 설계되었다.프라이머리 미러는 베릴륨으로 만들어졌고, 2차 용융 실리카는 경량, 적당한 비용, 광학 품질로 선택되었습니다.
인스트루먼트
탑재된 계측기는 망원경을 가리키고 안내하는 데 사용된 미세 오류 센서(FES), 고해상도 및 저해상도 분광기, 4개의 검출기로 구성되었다.
두 개의 미세오류센서(FES)가 있었고, 그들의 첫 번째 목적은 가시광선으로 망원경의 시야를 촬영하는 것이었다.그들은 지구에서 육안으로 볼 수 있는 것보다 약 1500배 더 희미한 14등급까지 별을 감지할 수 있었다.이미지는 지상국으로 전송되었고, 관찰자는 망원경이 정확한 필드를 가리키고 있는지 확인한 다음 관찰할 정확한 물체를 획득할 것입니다.만약 관측 대상 물체가 14등급보다 희미하다면, 관찰자는 망원경을 볼 수 있는 별을 가리키고 나서, 그 물체의 좌표로 결정되는 "눈먼" 오프셋을 적용할 것이다.포인팅의 정확도는 블라인드[8] 오프셋의 경우 일반적으로 2 아크초보다 우수했습니다.
FES 획득 이미지는 망원경의 유일한 이미징 기능이었고, UV 관측의 경우 스펙트럼만 기록했습니다.이를 위해, 그것은 두 개의 분광기를 장착했다.그것들은 단파장 분광기(SWS)와 장파장 분광기(LWS)로 불리며 각각 115~200나노미터, 185~330나노미터의 파장 범위를 커버했다.각 분광기는 각각 [9]0.02와 0.60-nm의 스펙트럼 분해능으로 고해상도 모드와 저해상도 모드를 모두 가졌다.
분광기는 두 개의 구멍 중 하나와 함께 사용할 수 있습니다.큰 구멍은 시야가 약 10 × 20 초인 슬롯이었고 작은 구멍은 직경이 약 3 초인 원이었습니다.망원경 광학의 품질은 약 3초 간격으로 점원이 나타나기 때문에, 작은 조리개를 사용하는 것은 매우 정확한 포인팅이 필요했고, 물체로부터 모든 빛을 포착할 필요는 없었다.따라서 큰 구멍은 가장 일반적으로 사용되었고 작은 구멍은 넓은 시야가 다른 [9]물체에서 원하지 않는 방출을 포함할 때만 사용되었습니다.
각 분광 사진에는 2개의 카메라가 있었고, 1개는 프라이머리, 2개는 1개가 고장났을 때 용장성이었다.카메라는 LWP, LWR, SWP 및 SWR로 명명되었습니다.여기서 P는 프라임, R은 용장, LW/SW는 장/단파장을 나타냅니다.카메라는 텔레비전 카메라로 가시광선에만 민감하며 망원경으로 모은 빛과 분광기는 처음에 UV-보이는 변환기에 떨어졌다.이는 가시광선에 노출되면 불활성이지만 광전 효과로 인해 UV 광자에 부딪히면 전자를 방출하는 세슘-텔루 음극이었다.그리고 나서 전자는 TV 카메라에 의해 감지되었다.신호는 [6]노출이 끝날 때 지구로 전송되기 전에 최대 몇 시간 동안 통합될 수 있습니다.
미션
시작하다
IUE는 1978년 [10]1월 26일 플로리다 케네디 우주센터에서 토르-델타 발사체로 발사되었다.그것은 전송 궤도로 발사되었고, 탑승 발사체는 계획된 지구 동기 궤도로 발사했다.궤도는 지구의 적도에 대해 28.6° 기울어져 있고 궤도 이심률은 0.24로, 이는 지구로부터의 위성의 거리가 25,669 km (15,950 mi)에서 45,887 km (28,513 mi)[6] 사이에서 변화했음을 의미한다.지상 궤도는 처음에 서쪽으로 약 70°의 경도를 중심으로 했습니다.
커미셔닝
임무의 첫 60일은 시운전 기간으로 지정되었다.이것은 크게 세 단계로 나뉘었다.첫째, 계측기를 켜자마자 IUE는 초기 장애 발생 시 일부 데이터가 수집되었는지 확인하기 위해 소수의 높은 우선순위 물체를 관찰했다.큰곰자리 에타의 첫 번째 스펙트럼은 [10]발사 3일 후 보정 목적으로 촬영되었다.첫 번째 과학 관측 대상은 달, 화성에서 천왕성에 이르는 행성, 용골자리 에타(Eta Carinae)를 포함한 뜨거운 별, 엡실론 에리다니(Epsilon Eridani)를 포함한 차가운 거성, 백조자리 X-1 블랙홀 후보, 메시에 81(M81)과 메시에 87(M87)[11][12][13][14][15]을 포함한 은하였다.
그리고 나서, 우주선 시스템이 테스트되고 최적화되었다.망원경의 초점을 맞추고, 두 채널의 주 카메라와 예비 카메라를 테스트했습니다.SWR 카메라가 제대로 작동하지 않는 것이 발견되었고, 그래서 SWP 카메라가 미션 내내 사용되었다.처음에 이 카메라는 상당한 전자 노이즈에 시달렸지만, 이것은 발사 후 망원경을 정렬하는 데 사용되는 센서로 추적되었다.이 센서가 꺼지면 카메라는 [10]예상대로 작동했습니다.카메라는 최상의 성능을 위해 조정되었으며 망원경의 회전 및 유도 성능이 평가되고 최적화되었습니다[16].
마지막으로, 영상 품질과 스펙트럼 분해능을 연구하고 특성을 파악했으며, 잘 알려진 [16]별의 관측을 사용하여 망원경, 분광기 및 카메라의 성능을 교정했다.이 세 단계가 완료된 후 1978년 4월 3일에 운영의 "정기적 단계"가 시작되었다.최적화, 평가 및 교정 작업은 아직 완료되지 않았지만, 망원경은 일상적인 과학 관찰을 [16]시작할 수 있을 만큼 충분히 이해되었다.
사용.
망원경의 사용은 위성 건설에 대한 상대적 기여도에 따라 NASA, ESA 및 영국 간에 대략적으로 나뉘었다: 시간의 3분의 2는 NASA가, 6분의 1은 ESA와 영국에서 각각 사용할 수 있었다.망원경 시간은 매년 검토되는 제안서를 제출하여 확보되었다.세 기관은 각각 할당된 관찰 [17]시간에 대해 신청을 별도로 고려했다.어떤 국적의 천문학자들이든 망원경 시간을 신청할 수 있으며, 그들이 원하는 기관을 선택할 수 있다.천문학자에게 시간이 주어지면 관측 일정이 잡히면, 그들은 위성을 운용하는 지상국으로 이동해서 그들이 찍은 데이터를 보고 평가할 수 있었다.이 운영 방식은 대부분의 우주 시설과 매우 달랐는데, 이 시설은 관련 천문학자의 실시간 입력 없이 데이터를 가져가고, 대신 지상 망원경의 사용과 비슷했다.
접지 지원
이 망원경은 수명 동안 매일 8시간씩 3교대로 작동했는데, 두 번은 메릴랜드 고다드 우주 비행 센터의 미국 지상국에서, 한 번은 마드리드 근처의 [18]빌라누에바 데 라 카냐다에 있는 ESA 지상국에서 작동했다.타원 궤도 때문에, 우주선은 하루의 일부를 밴 앨런 방사선 벨트에서 보냈고, 이 기간 동안 과학 관측은 더 높은 배경 소음으로 어려움을 겪었다.이 시간은 매일 미국의 두 번째 교대 근무 중에 발생했으며, 일반적으로 짧은 노출 [19]시간으로 수행할 수 있는 과학 관측과 우주선 "보관"에 사용되었다.하루에 두 번 대서양을 횡단하는 인도에는 교환을 조정하기 위해 스페인과 미국 사이에 전화 연락이 필요했다.관측은 관측소 간에 조정되지 않았기 때문에, 인계 후 인계받은 천문학자들은 그들의 교대 근무가 시작될 때 망원경이 어디를 가리키는지 알 수 없었다.이것은 때때로 교대조 관찰이 긴 포인팅 기동으로 시작되었지만 관측 블록을 스케줄링하는 데 있어 최대의 유연성을 제공했다는 것을 의미했다.
data 전송
데이터는 과학 관찰이 끝날 때마다 실시간으로 지구로 전송되었다.카메라의 판독치는 768 × 768 픽셀의 이미지를 형성하고, 아날로그-디지털 변환기는 [6]8비트의 다이내믹 레인지를 실현했습니다.그리고 나서 그 데이터는 우주선의 6개의 송신기 중 하나를 통해 지구로 전송되었다; 4개는 우주선의 자세에 상관없이 지상으로 전송될 수 있는 S-밴드 송신기였고, 2개는 낮은 대역폭을 유지할 수 있었지만 더 적은 전력을 소비할 수 있는 매우 고주파 송신기였다.모든 방향으로도 전파됩니다.VHF 송신기는 우주선이 지구의 그늘에 있을 때 사용되었고, 따라서 태양 에너지 [20]대신 배터리 전력에 의존했다.
정상 작동 시 관측자는 관측을 반복하는 옵션을 원할 경우 망원경을 제자리에 고정하고 데이터가 전송될 때까지 약 20분 정도 기다릴 수 있으며, 다음 표적을 관찰하면서 다음 표적을 향해 데이터 전송을 시작할 수 있습니다.전송된 데이터는 "퀵 룩" 목적으로만 사용되었으며, 이후 IUE 직원이 전체 보정을 수행했습니다.그리고 나서 천문학자들은 처리 후 약 1주일 후에 자기 테이프로 자료를 우편으로 보내졌다.관찰일로부터 관찰자들은 6개월의 독점 기간을 가지고 있었으며, 그 기간 동안 그들만이 데이터에 접근할 수 있었다.6개월 후,[21] 그것은 공개되었다.
과학적 결과
IUE는 천문학자들이 많은 천체에서 나오는 자외선을 처음으로 볼 수 있게 해주었고, 태양계 행성에서 멀리 있는 퀘이사까지 이르는 천체들을 연구하는 데 사용되었다.IUE의 수명 동안 수백 명의 천문학자들이 IUE를 관측했으며, IUE의 첫 10년 동안 1500명 이상의 동료들이 IUE 데이터를 바탕으로 과학 논문을 검토했습니다.국제천문연맹(IAU)의 9개 심포지엄은 IUE [22]결과에 대한 논의에 전념했다.
태양계
수성을 제외한 태양계의 모든 행성들이 관측되었고, 망원경은 태양으로부터 45° 이내 하늘의 어떤 부분도 가리킬 수 없으며, 수성의 가장 큰 각거리는 약 28°에 불과하다.IUE의 금성 관측 결과 1980년대 [23]동안 금성 대기 중 일산화황과 이산화황의 양이 크게 감소한 것으로 나타났다.이러한 감소의 이유는 아직 완전히 밝혀지지 않았지만, 한 가지 가설은 대규모 화산 폭발이 유황 화합물을 대기 중으로 분출시켰으며,[24] 폭발이 끝난 후 유황 화합물이 감소하고 있다는 것이다.
핼리 혜성은 1986년 근일점에 도달했으며 IUE와 다른 많은 지상 및 위성 임무에서 집중적으로 관측되었다.UV 스펙트럼은 혜성이 먼지와 가스를 잃은 비율을 추정하기 위해 사용되었고, IUE 관측을 통해 천문학자들은 혜성이 태양계 [25]내부를 통과하는 동안 혜성으로부터 총 3×10톤의8 물이 증발했다고 추정할 수 있었다.
별들
IUE의 가장 중요한 결과 중 일부는 뜨거운 별에 대한 연구에서 나왔다.약 10,000K보다 뜨거운 별은 대부분의 방사선을 자외선에서 방출하기 때문에 가시광선에서만 연구할 수 있다면 많은 양의 정보가 손실되고 있다.모든 별의 대부분은 태양보다 차갑지만, 뜨거운 부분에는 거대한 양의 물질을 성간 우주로 방출하는 거대하고 매우 밝은 별과 또한 모든 별의 대부분에 대한 항성 진화의 마지막 단계인 100,000개의 높은 온도를 가진 백색 왜성이 포함됩니다.처음 형성될 때 K.
IUE는 주계열성의 백색왜성 동반성을 많이 발견했다.이런 종류의 시스템의 예로는 시리우스가 있으며 가시 파장에서 주계열성은 백색왜성보다 훨씬 밝습니다.하지만, UV에서 백색왜성은 밝거나 밝을 수 있는데, 이는 백색왜성이 대부분의 방사선을 더 짧은 파장으로 방출한다는 것을 의미하기 때문이다.이 행성계에서 백색왜성은 원래 더 무거운 별이었지만 진화의 후반기 동안 질량의 대부분을 잃었습니다.쌍성은 별들의 궤도 운동을 관찰함으로써 별들의 질량을 측정할 수 있는 유일한 직접적인 방법을 제공합니다.따라서 두 성분이 항성 진화의 서로 다른 단계에 있는 쌍성들의 관측은 별들의 질량과 그들이 어떻게 [26]진화하는지를 결정하는 데 사용될 수 있습니다.
질량이 태양의 약 10배 이상인 별은 강력한 항성풍을 가지고 있습니다.태양은 최대 750km/s의 속도로 이동하는 태양풍으로 매년 약 10개의−14 태양 질량을 잃지만, 이 거대한 별들은 초속 수천km로 이동하는 바람으로 매년 10억 배 이상의 물질을 잃을 수 있다.이 별들은 몇 백만 년 동안 존재하며, 이 기간 동안 항성풍은 질량의 상당 부분을 빼앗아 가며 초신성으로 폭발할지 [27]여부를 결정하는 데 중요한 역할을 한다.이 별의 질량 손실은 1960년대에 로켓으로 운반되는 망원경을 사용하여 처음 발견되었지만, IUE는 천문학자들이 매우 많은 수의 별들을 관찰할 수 있게 해주었고, 이것은 별의 질량 손실이 질량과 [28][29]광도와 어떻게 관련이 있는지에 대한 최초의 적절한 연구를 가능하게 했다.
SN 1987A
1987년 대마젤란 구름에 있는 별이 초신성으로 폭발했다.SN 1987A로 명명된 이 사건은 망원경이 발명되기 전인 1604년 케플러의 별 이후 지구에서 가장 가까운 초신성이자 육안으로 볼 수 있는 첫 번째 초신성이었기 때문에 천문학에 매우 중요했습니다.초신성을 이전에 가능했던 것보다 훨씬 더 가까이서 연구할 수 있는 기회는 모든 주요 천문 시설에서 집중적인 관측 캠페인을 촉발시켰고,[30] 초신성이 발견된 지 약 14시간 후에 첫 번째 IUE 관찰이 이루어졌다.
IUE 데이터는 전구별이 청색 초거성이었음을 확인하는 데 사용되었으며, 이론상 적색 [31]초거성은 매우 강력할 것으로 예상되었다.허블 우주 망원경 이미지는 폭발하기 훨씬 전에 별이 잃은 질량으로 구성된 원형별을 둘러싼 성운을 발견했습니다; 이 물질의 IUE 연구는 그것이 CNO 사이클에서 형성되는 질소가 풍부하다는 것을 보여주었습니다 – 별에 의해 방출된 대부분의 에너지를 더 많이 생산하는 핵 반응의 사슬입니다.태양[32]천문학자들은 이 별이 적색 초거성이었고, 청색 초거성으로 진화하고 폭발하기 전에 많은 양의 물질을 우주로 흘려보냈다고 추측했다.
성간 매질
IUE는 성간매질(ISM)을 조사하기 위해 광범위하게 사용되었다.ISM은 보통 뜨거운 별이나 퀘이사와 같은 배경 광원을 통해 관찰됩니다. 성간 물질은 배경 광원의 빛의 일부를 흡수하기 때문에 그 구성과 속도를 연구할 수 있습니다.IUE의 초기 발견 중 하나는 은하수가 은하 [33]코로나로 알려진 뜨거운 가스의 광대한 후광으로 둘러싸여 있다는 것이었다.우주선과 초신성에 의해 가열된 이 뜨거운 가스는 [34]은하수 평면 위아래로 수천 광년 연장됩니다.
IUE 데이터는 또한 멀리 있는 광원의 빛이 시야선을 따라 먼지에 의해 어떻게 영향을 받는지를 결정하는 데 중요했다.거의 모든 천체 관측은 이 성간 소멸의 영향을 받고 있으며, 이를 수정하는 것이 대부분의 천체 스펙트럼과 이미지를 분석하는 첫 번째 단계입니다.IUE 데이터는 은하 내에서 성간 소멸이 몇 가지 간단한 방정식으로 잘 설명될 수 있다는 것을 보여주기 위해 사용되었습니다.파장과 함께 상대적인 소멸의 변화는 방향에 따른 변화를 거의 보이지 않으며, 오직 흡수량의 절대적인 변화만 보입니다.다른 은하의 성간 흡수는 비슷하게 꽤 간단한 "법칙"[35][36][37]으로 설명할 수 있습니다.
활동 은하핵
IUE는 천문학자들의 활동 은하핵(AGN)에 대한 이해를 크게 증가시켰다. 발사 전에는 최초의 퀘이사였던 3C 273이 UV 파장에서 관측된 유일한 AGN이었다.IUE를 통해 AGN의 UV 스펙트럼을 널리 이용할 수 있게 되었다.
한 가지 특별한 목표는 가장 밝은 세이퍼트 은하인 NGC 4151이었다.IUE가 발사된 직후부터 유럽 천문학자들은 관측 시간을 모아 은하를 반복적으로 관찰하고 UV 방출 시간에 따른 변화를 측정했습니다.그들은 자외선 변화가 광학 파장과 적외선 파장에서 보이는 것보다 훨씬 크다는 것을 발견했다.IUE 관측은 은하 중심에 있는 블랙홀을 연구하는 데 사용되었으며, 질량은 태양의 [38]5천만 배에서 1억 배 사이로 추정됩니다.UV 방출은 며칠의 시간표에 따라 달라졌는데, 이는 방출 지역이 [22]불과 몇 광일 정도라는 것을 암시한다.
퀘이사 관측은 은하간 공간을 탐사하는 데 사용되었다.지구와 퀘이사 사이에 있는 수소 가스 구름은 라이먼 알파 파장에서 방출의 일부를 흡수할 것이다.구름과 퀘이사는 모두 지구로부터 다른 거리에 있고 우주의 팽창으로 인해 다른 속도로 움직이기 때문에 퀘이사의 스펙트럼은 라이먼 알파 방출보다 짧은 파장에서 흡수 특성의 "숲"을 가지고 있다.IUE 이전에, 이 소위 라이만 알파 숲의 관측은 매우 먼 퀘이사들로 제한되었고, 이 퀘이사는 우주의 팽창으로 인한 적색 편이를 광학 파장으로 가져왔다.IUE는 더 가까운 퀘이사를 연구할 수 있게 해주었고, 천문학자들은 이 데이터를 사용하여 가까운 우주에 먼 우주에 있는 것보다 더 적은 수소 구름이 있다는 것을 알아냈다.그 의미는 시간이 지나면서 이 구름들이 [39]은하로 형성되었다는 것입니다.
자외선 분광기 패키지
이 실험에는 IUE에 의해 운반된 자외선 분광기 패키지가 포함되었으며, 천문학적 관측을 할 수 있는 물리적으로 구별되는 두 개의 분광기/카메라 유닛으로 구성되었다.각 스펙트럼 그래프는 축외 포물선 콜리메이터, 에셸 격자 및 구형 1차 격자로 구성된 3원소 시스템이었으며, 이는 에셸 순서를 분리하고 스펙트럼 디스플레이를 화상 변환기와 SEC Vidicon 카메라에 초점을 맞추는 데 사용되었다.각 유닛마다 예비 카메라가 있었다.카메라 유닛은 신호를 통합할 수 있었다.카메라의 판독/준비 사이클에는 약 20분이 소요되었습니다.파장 보정은 중공 음극 비교 램프를 사용하여 제공되었습니다.광도 보정은 스펙트럼 플럭스가 이전에 다른 방법으로 보정된 표준별을 관찰함으로써 이루어졌다.두 장치 모두 고해상도(0.1 Angstrom (A) 또는 저해상도 (6A) 성능을 제공할 수 있었습니다.이중 고해상도/저해상도 기능은 에셸 그레이팅 앞에 평면 미러를 삽입하여 구현되었으며 구면 그레이팅에 의해 유일한 분산이 제공되었습니다.SEC Vidicon은 최대 몇 시간 동안 신호를 통합할 수 있으므로 고해상도 모드와 저해상도 모드에서 각각 9등급과 14등급의 B0 별에 대해 신호 대 잡음비가 50인 데이터를 얻을 수 있습니다.유닛의 구별되는 특징은 파장 범위입니다.1대의 유닛은 고해상도 모드에서는 1192~1924A, 저해상도 모드에서는 1135~2085A의 파장 범위를 커버했습니다.다른 장치의 경우, 고해상도 모드와 저해상도 모드의 범위는 각각 1893 ~ 3031 A 및 1800 ~ 3255 A였습니다.또한 각 유닛은 3초 홀 또는 10x20초 슬롯 중 하나의 입구 개구부를 선택할 수 있습니다.10초x20초 슬롯은 공통 셔터로 차단할 수 있지만 3초 구멍은 항상 열려 있었습니다.그 결과, 두 가지 조리개 구성이 가능했습니다. (1) 3 아크초의 개구부가 모두 열리고 10 아크초의 슬롯이 모두 닫히거나 (2) 4개의 개구부가 모두 열렸습니다.이 계측기를 통해 관측자에게 개방된 관측 옵션은 장파장 및/또는 단파장 분광기, 고분해능 또는 저분해능, 크고 작은 개구부였다.두 분광기로 동시에 노출할 수 있었지만, 각각의 입구 개구부는 구별되었고 하늘에서 약 1분 정도 떨어져 있었다.한 번에 한 대의 카메라에서만 데이터를 읽을 수 있다는 것이 추가적인 제한 사항이었다.그러나 다른 카메라가 읽혀지는 동안 한 카메라가 노출될 수 있습니다.두 분광기에 대해 고해상도 또는 [40]저분해능을 독립적으로 선택할 수 있다.
입자속 모니터(우주선)
입자 플럭스 모니터 실험은 IUE 분광기 패키지 실험(NSSDC ID 1978-012A-01)에서 자외선 센서의 감도에 영향을 미치는 포착된 전자 플럭스를 모니터링하기 위해 IUE에 배치되었습니다.입자 플럭스 모니터는 16°의 반각 원뿔 시야를 가진 리튬 드리프트 실리콘 검출기였다.시준기 앞에 0.357g/cm의2 알루미늄 흡수체와 최소 두께 2.31g2/cm의 황동 차폐가 있었다.전자 측정에 대한 유효 에너지 임계값은 1.3 MeV였다.이 실험은 또한 15 MeV 이상의 에너지를 가진 양성자에 민감했다.기기는 배경 방사선과 허용 가능한 카메라 노출 시간을 결정하는 데 도움이 되는 조작 도구로 사용되었습니다.데이터는 포착된 방사선 플럭스의 모니터로도 유용했다.이 기구는 존스 홉킨스 대학의 응용 물리학 연구소의 C. 보스트롬 박사가 제공했다.1991년 10월 4일 잘못된 정보를 [41]제공한다는 이유로 계측기가 꺼졌다.
임무 종료
IUE는 최소 3년의 수명을 갖도록 설계되었으며, 5년의 임무에 충분한 소모품을 운반했다.하지만, 그것은 디자인이 요구한 것보다 훨씬 더 오래 지속되었다.하드웨어 장애는 때때로 문제를 일으켰지만 이를 극복하기 위해 혁신적인 기술이 고안되었습니다.예를 들어, 우주선은 우주선을 안정시키기 위해 6개의 자이로스코프를 갖추고 있었다.1979년, 1982년, 1983년, 1985년, 1996년 연속적인 고장으로 우주선은 결국 하나의 기능 자이로스코프를 갖게 되었다.망원경의 태양 센서를 사용해 우주선의 자세를 파악해 2개의 자이로 망원경 제어를 유지했으며, 5번째 고장 후에도 태양 센서, 미세 오류 센서, 1개의 남은 자이로스코프를 사용해 3개의 축에서의 안정화가 가능함을 증명했다.망원경 시스템의 대부분의 다른 부분들은 임무 [20]내내 완전히 기능한 채로 있었다.
1995년, NASA의 예산 문제로 인해 임무가 거의 종료될 뻔했지만, 대신 운영 책임이 재분배되어 ESA는 하루에 16시간, GSFC는 나머지 8시간만 통제하게 되었다.ESA 16시간은 과학 작업에 사용되었고, GSFC 8시간은 [20]유지 보수에만 사용되었습니다.1996년 2월 ESA는 추가 예산 삭감에 따라 위성을 더 이상 유지하지 않기로 결정했다.1996년 9월 30일 가동이 중단되었고, 나머지 히드라진은 방전되었고, 배터리는 방전되어 꺼졌으며, 1996년 9월 30일 18시 44분 UTC에 무선 송신기가 차단되었고 우주선과의 모든 통신이 끊겼다.[20]
그것은 지구 동기 궤도로 지구 궤도를 계속 돌고 있으며, 지구 대기권 상층부에 있기 때문에 어느 정도 무한히 계속 그럴 것이다.비구면 형상으로 인한 지구 중력의 이상은 망원경이 원래 위치에서 경도 약 70°W에서 약 110°[20]W로 서쪽으로 표류하는 경향이 있음을 의미한다.임무를 수행하는 동안, 이 표류는 가끔 로켓 발사에 의해 수정되었지만, 임무가 끝난 이후 위성은 이전 [42]위치에서 통제되지 않고 서부로 표류했다.
아카이브
IUE 아카이브는 가장 많이 사용되는 천문 아카이브 [43]중 하나입니다.데이터는 미션의 시작부터 아카이브되어 그 아카이브에의 액세스는, 그것을 사용하고 싶은 모든 사람이 무료로 액세스 할 수 있었습니다.그러나 World Wide Web과 빠른 글로벌 데이터 전송 링크가 등장하기 훨씬 전인 이 미션의 초기 몇 년 동안 아카이브에 대한 접근은 콜로라도 대학과 GSFC의 [44]두 가지 RDAF 중 하나를 직접 방문해야 했습니다.
1987년, 고다드 우주 비행 센터의 컴퓨터에 전화를 걸어 기록 보관소에 전자적으로 접근하는 것이 가능해졌다.아카이브(archive)는 총 23Gb의 데이터를 대량 저장 장치로 컴퓨터에 연결했습니다.한 번에 1명의 사용자가 통화중이며, 10~[45]30초 이내에 관찰을 취득할 수 있습니다.
이 임무가 2년차에 접어들면서, 최종 아카이브에 대한 계획이 수립되었다.임무를 수행하는 동안 교정 기법이 개선되었으며, 데이터 감소를 위한 최종 소프트웨어는 이전 교정보다 상당히 개선되었습니다.결국, 사용 가능한 전체 원시 데이터 세트가 데이터 감소 소프트웨어의 최종 버전을 사용하여 재보정되어 균일한 고품질 [46]아카이브를 만들었습니다.오늘날, 이 아카이브는 우주 망원경 과학 연구소의 미쿨스키 우주 망원경 보관소에서 개최되고 있으며 월드 와이드 웹과 API를 [47]통해 이용할 수 있습니다.
천문학에 미치는 영향
IUE의 임무는 매우 긴 기간 동안 천문학자들이 자외선에 접근할 수 있게 해준다는 사실 때문에 천문학에 큰 영향을 미쳤다.임무가 끝날 무렵, 그것은 단연코 가장 성공적이고 생산적인 우주 관측 [2]임무로 여겨졌다.임무가 종료된 후 수년 동안 이 아카이브는 천문학에서 가장 많이 사용되는 데이터 세트였으며, IUE 데이터는 전 [43]세계 250개 이상의 PhD 프로젝트에서 사용되었습니다.지금까지 가장 많이 인용된 천문학 논문을 포함하여 IUE 데이터를 기반으로 약 4,000편의 동료 검토 논문이 발표되었습니다.IUE 데이터에 기초한 가장 많이 인용된 논문은 성간 홍조의 성질을 분석한 논문으로, 이후 5,500회 이상 [35]인용되었다.
허블 우주 망원경은 현재 31년 동안 궤도에 있으며(2021년 기준) 허블 데이터는 당시 [48]거의 10,000개의 동료 검토 간행물에 사용되었습니다.2009년에는 우주왕복선에 의해 발사된 우주인들에 의해 HST에 우주 기원 분광기가 설치되었으며, 이 장치는 자외선 스펙트럼을 기록해 이 시기에 어느 정도 자외선 관측 능력을 입증했다.초점이 상당히 다른 또 다른 자외선 망원경은 2003년과 2013년 사이에 작동한 광각 영상 GALEX 우주 망원경이다.
Habex나 Atlast(Atlecture Large-Aperture Space Telescope)와 같은 일부 망원경에는 자외선 기능이 포함되어 있지만 실제 전망이 있는지는 확실하지 않습니다.2010년대에는 많은 망원경 프로젝트들이 어려움을 겪었고 심지어 일부 지상 관측소들도 예산 절감을 위해 표면적으로 폐쇄될 가능성을 보았다.
「 」를 참조해 주세요.
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