Die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte ist ein Satellit, der auf STS-93 durch NASA am 23. Juli 1999 gestartet ist. Es wurde zu Ehren vom Indianerphysiker Subrahmanyan Chandrasekhar genannt, der bekannt ist für zu beschließen, dass die maximale Masse für das Weiß überragt. "Chandra" bedeutet auch "Mond-" oder "leuchtend" auf Sanskrit.

Chandra Sternwarte ist von vier Großen Sternwarten der NASA dritt. Das erste war Hubble Raumfernrohr; zweit die Gammastrahl-Sternwarte von Compton, gestartet 1991; und letzt ist das Raumfernrohr von Spitzer. Vor dem erfolgreichen Start war die Chandra Sternwarte als AXAF, die Fortgeschrittene Röntgenstrahl-Astrophysik-Möglichkeit bekannt. AXAF wurde gesammelt und durch TRW (jetzt Raumfahrtsysteme von Northrop Grumman) im Redondo Strand, Kalifornien geprüft. Chandra ist zu Röntgenstrahl-Quellen empfindlich, die 100mal schwächer sind als jedes vorherige Röntgenstrahl-Fernrohr in erster Linie dank der hohen winkeligen Entschlossenheit der Spiegel von Chandra.

Da die Atmosphäre der Erde die große Mehrheit von Röntgenstrahlen absorbiert, sind sie von Erdfernrohren nicht feststellbar, ein im Weltraum vorhandenes Fernrohr verlangend, diese Beobachtungen zu machen.

Geschichte

1976 wurde die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte (hat AXAF zurzeit genannt), NASA von Riccardo Giacconi und Harvey Tananbaum vorgeschlagen. Einleitende Arbeit hat im nächsten Jahr an Marshall Space Flight Center (MSFC) und Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO) begonnen. Inzwischen, 1978, hat NASA das erste Bildaufbereitungsröntgenstrahl-Fernrohr, Einstein (HEAO-2) in die Bahn gestartet. Arbeit hat das Projekt von Chandra im Laufe der 1980er Jahre und der 1990er Jahre fortgesetzt. 1992, um Kosten zu reduzieren, wurde das Raumfahrzeug neu entworfen. Vier der zwölf geplanten Spiegel wurden beseitigt, wie zwei der sechs wissenschaftlichen Instrumente waren. Die geplante Bahn von Chandra wurde zu einer elliptischen geändert, ein Drittel des Weges zum Mond an seinem weitesten Punkt erreichend. Das hat die Möglichkeit der Verbesserung oder Reparatur durch Raumfähre beseitigt, aber hat die Sternwarte über den Strahlenriemen der Erde für den grössten Teil seiner Bahn gebracht.

AXAF war umbenannter Chandra 1998 und hat 1999 durch Pendelbus Columbia (STS-93) gestartet. An 22753 Kg war es die schwerste durch Pendelbus jemals gestartete Nutzlast, eine Folge des zweistufigen Oberen Trägheitsbühne-Boosterrakete-Systems musste das Raumfahrzeug zu seiner hohen Bahn transportieren.

Chandra hat Daten seit dem Monat zurückgegeben, nachdem es losgefahren ist. Es wird durch den SAO am Chandra Röntgenstrahl-Zentrum in Cambridge, Massachusetts, mit der Hilfe von MIT und Raumtechnologie von Northrop Grumman bedient. Der ACIS CCDs hat Partikel-Schaden während früher Strahlenriemen-Durchgänge gelitten. Um weiteren Schaden zu verhindern, wird das Instrument jetzt vom im Brennpunkt stehenden Flugzeug des Fernrohrs während Durchgänge entfernt.

Obwohl Chandra eine erwartete Lebenszeit von 5 Jahren am Anfang gegeben wurde, am 4. September 2001 hat NASA seine Lebenszeit zu 10 Jahren erweitert, die "auf den hervorragenden Ergebnissen der Sternwarte gestützt sind." Physisch konnte Chandra viel länger dauern. Eine am Chandra Röntgenstrahl-Zentrum durchgeführte Studie hat angezeigt, dass die Sternwarte mindestens 15 Jahre dauern konnte. Am 24. Juli 2008 wurden die Internationale Röntgenstrahl-Sternwarte, ein gemeinsames Projekt zwischen ESA, NASA und JAXA, als die folgende Hauptröntgenstrahl-Sternwarte vorgeschlagen, aber sind jetzt annulliert worden. Sein erwartetes Start-Datum wäre 2020 gewesen.

Herausforderungen

1976 hat Dr Giacconi und den Vorschlag von Dr Tananbaum zu NASA gesehen. Im nächsten Jahr hat NASA das Projekt genommen, eine 1.2-Meter-Röntgenstrahl-Sternwarte in die Rücksicht sendend, dann lassen Sie Marshall Space Flight Center (MSFC) hat sich mit Harvard-Smithsonian zusammengetan übernehmen Verantwortung dieser Mission und unterstützen die Gruppe finanziell, für die Durchführbarkeit des Projektes zu studieren. Sie haben die Sternwarte als AXAF genannt, weil sie gehofft haben, dass es als ein anderes Hubble Space Telescope (HST), ein maßloses Instrument nicht genommen würde, das damals wird baut.

Nach dem Konzeptdesign von 3 Jahren und einleitender Analyse ist AXAF in seine entwickelnde und Entwicklungsphase, die wichtigste Phase genannt "neuer Anfang" bis 1991 nicht eingegangen. Es gab hauptsächlich zwei Gründe, die zu dieser andauernden Verzögerung "beitragen". In erster Linie hat fast jeder gewusst, dass HST einen größeren Betrag des Geldes jedes Jahr kosten und häufig in Probleme geraten sind. In diesem Fall, wie würde der Kongress gern ein Projekt finanziell unterstützen, das scheint, ein anderer HST zu sein? Zweitens war es die Konkurrenz, die aus vielen anderen Instrumenten gekommen ist, die an anderen Feldern in der Astronomie dienen. Auf den Verhältnissen haben Verwalter das Programm gefördert, indem sie Leute mit allgemeinen oder zufälligen Kenntnissen über die Astronomie mehr über den Wert und Bedeutung von AXAF haben wissen lassen, und haben es folglich genehmigt. Zum Beispiel haben sie Hauptwissenschaftler in verschiedenen Disziplinen gebeten, 10 erste interessante Probleme in ihren Meinungen in der Astrophysik und den entsprechenden Lösungsinstrumenten zu verzeichnen. Dann haben sie die 10 häufigsten aus allen Problemen herausgezogen und haben 4 notwendige Instrumente einschließlich AXAF und HST geschlossen.

Wissenschaftler hatten sich im Verkauf von AXAF bis 1988 verpflichtet. Ihnen wurden die folgenden drei Jahre und das Kapital gegeben, um ein Paar von Spiegeln zu bauen und zu beweisen, dass seine Entschlossenheit, um 0.5 zu sein, Sekunde (die Fähigkeit funkt, Wörter in Zeitungen 2000 Meter weg wahrzunehmen). Wenn sie erfolgreich wären, würde AXAF gefördert, sonst werden annulliert. Das wurde "Spiegelherausforderung" genannt. Obwohl sie diese Herausforderung wegen der Einschränkung im Kapital überwunden haben, mussten sie einige Rekonstruktionen annehmen, wie einige Instrumente, annullieren Separation mit Astronauten, Erhebung der Bahn und so weiter. Mit Fonds-Problem konfrontierend, sind Wissenschaftler und Ingenieure manchmal blass geschienen. Was sie tun konnten, wurde diese Zeit neue Absichten aufgestellt und hat dann keine Anstrengungen verschont, sie zu erreichen, um AXAF so stark zu machen wie möglich.

Entdeckungen

Die von Chandra gesammelten Daten haben das Feld der Röntgenstrahl-Astronomie außerordentlich vorgebracht.

• Das erste leichte Image, des Supernova-Rests Cassiopeia A, hat Astronomen ihren ersten Anblick des Kompaktgegenstands am Zentrum des Rests, wahrscheinlich ein Neutronenstern oder schwarzes Loch gegeben. (Pavlov, u. a. 2000)
• Im Krabbe-Nebelfleck, einem anderen Supernova-Rest, hat Chandra einen never-seen Ring um den Hauptpulsar und die Strahlen gezeigt, die nur durch frühere Fernrohre teilweise gesehen worden waren. (Weisskopf, u. a. 2000)
• Die erste Röntgenstrahl-Emission wurde vom supermassiven schwarzen Loch, Schütze * am Zentrum der Milchstraße gesehen. (Baganoff, u. a. 2001)
• Chandra hat viel kühleres Benzin gefunden als, ins Zentrum der Milchstraße von Andromeda erwartet schnell zu wachsen.
• Druck-Vorderseiten wurden im Detail zum ersten Mal in Abell 2142 beobachtet, wo sich Trauben von Milchstraßen verschmelzen.
• Die frühsten Images in Röntgenstrahlen der Stoß-Welle einer Supernova wurden von SN 1987A genommen.
• Chandra hat zum ersten Mal den Schatten einer kleinen Milchstraße gezeigt, weil er durch einen größeren, in einem Image von Perseus A. ausgeschlachtet wird
• Ein neuer Typ des schwarzen Loches wurde in der Milchstraße M82 entdeckt, Mitte Massengegenstände hat vorgegeben, die fehlende Verbindung zwischen stern-großen schwarzen Löchern und supermassiven schwarzen Löchern zu sein. (Griffiths, u. a. 2000)
• Röntgenstrahl-Emissionslinien wurden zum ersten Mal mit einem Gammastrahl-Platzen, Platzen von Beethoven GRB 991216 vereinigt. (Piro, u. a. 2000)
• Studenten der Höheren Schule, mit Daten von Chandra, haben einen Neutronenstern im Supernova-Rest IC 443 entdeckt.
• Beobachtungen durch Chandra und BeppoSAX weisen darauf hin, dass Gammastrahl-Brüche in sternbildenden Gebieten vorkommen.
• Daten von Chandra haben darauf hingewiesen, dass RX J1856.5-3754 und 3C58, vorher vorgehabt, Pulsars zu sein, noch dichtere Gegenstände sein könnte: Quark-Sterne. Diese Ergebnisse werden noch diskutiert.
• Schallwellen von der gewaltsamen Tätigkeit um ein supermassives schwarzes Loch wurden in der Traube von Perseus (2003) beobachtet.
• TWA 5B, ein brauner Zwerg, wurde gesehen, ein binäres System von einer Sonne ähnlichen Sternen umkreisend.
• Fast alle Sterne auf der Hauptfolge sind Röntgenstrahl-Emitter. (Schmitt & Liefke, 2004)
• Der Röntgenstrahl-Schatten des Kolosses wurde gesehen, als er den Krabbe-Nebelfleck durchgequert hat.
• Röntgenstrahl-Emissionen von Materialien, die von einer protoplanetary Scheibe in einen Stern fallen. (Kastner, u. a. 2004)
• Unveränderlicher Hubble hat gemessen, um 76.9 km/s/Mpc verwendende Wirkung von Sunyaev-Zel'dovich zu sein.
• 2006 Chandra haben starke Beweise gefunden, dass dunkle Sache durch das Beobachten der Supertraube-Kollision besteht
• 2006 Röntgenstrahl-Ausstrahlen-Schleifen, Ringe und Glühfäden, die um ein supermassives schwarzes Loch innerhalb von Unordentlicheren 87 entdeckt sind, beziehen die Anwesenheit von Druck-Wellen ein, erschüttern Wellen und Schallwellen. Die Evolution von Unordentlicheren 87 kann drastisch betroffen worden sein.
• Beobachtungen der Kugel-Traube stellen Grenzen auf den Querschnitt durch die Selbstwechselwirkung der dunklen Sache.
• "Die Hand des Gottes" Fotographie von PSR B1509-58.

Technische Beschreibung

Verschieden von optischen Fernrohren, die einfache aluminized parabolische Oberflächen (Spiegel) besitzen, verwenden Röntgenstrahl-Fernrohre allgemein ein Fernrohr von Wolter, das aus verschachteltem zylindrischem paraboloid und Hyperboloid-Oberflächen besteht, die mit dem Iridium oder Gold angestrichen sind. Röntgenstrahl-Fotonen würden von normalen Spiegeloberflächen gefesselt sein, so sind Spiegel mit einem niedrigen streifenden Winkel notwendig, um sie zu widerspiegeln. Chandra verwendet vier Paare von verschachtelten Spiegeln, zusammen mit ihrer Unterstützungsstruktur, genannt High Resolution Mirror Assembly (HRMA); das Spiegelsubstrat ist 2 mit dem Cm dickes Glas, mit der nachdenkenden Oberfläche ein 33 nm Iridium-Überzug, und die Diameter sind 65 Cm, 87 Cm, 99 Cm und 123 Cm. Das dicke Substrat und besonders sorgfältige Polieren haben eine sehr genaue optische Oberfläche erlaubt, die für die unvergleichliche Entschlossenheit von Chandra verantwortlich ist: Zwischen 80 % und 95 % des eingehenden Röntgenstrahls wird die Energie in einen einen-arcsecond Kreis eingestellt. Jedoch, die Dicke der Substrate beschränken das Verhältnis der Öffnung, die gefüllt wird, zum niedrigen sich versammelnden Gebiet im Vergleich zum XMM-Newton führend.

Die hoch elliptische Bahn von Chandra erlaubt ihm, unaufhörlich seit bis zu 55 Stunden seiner 65-stündigen Augenhöhlenperiode zu beobachten. An seinem weitesten Augenhöhlenpunkt von der Erde ist Chandra einer der weitesten von erdumkreisenden Erdsatelliten. Diese Bahn nimmt es außer den geostationären Satelliten und außer dem Außenriemen von Van Allen.

Mit einer winkeligen Entschlossenheit von 0.5 arcsecond (2.4 µrad) besitzt Chandra eine Entschlossenheit mehr als 1000mal besser als dieses des ersten umkreisenden Röntgenstrahl-Fernrohrs.

Instrumente

Science Instrument Module (SIM) hält die zwei im Brennpunkt stehenden Flugzeug-Instrumente, Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) und High Resolution Camera (HRC), sich bewegend, welch auch immer in die Position während einer Beobachtung verlangt wird.

ACIS besteht aus 10 CCD Chips und stellt Images sowie geisterhafte Information des beobachteten Gegenstands zur Verfügung. Es funktioniert im Rahmen 0.2 - 10 keV. HRC hat zwei Mikrokanalteller-Bestandteile und Images über die Reihe 0.1 - 10 keV. Es hat auch eine Zeitentschlossenheit von 16 Mikrosekunden. Beide dieser Instrumente können selbstständig oder in Verbindung mit einer von zwei Übertragung der Sternwarte gratings verwendet werden.

Die Übertragung gratings, die in den optischen Pfad hinter den Spiegeln schwingen, versorgt Chandra mit der hohen Entschlossenheitsspektroskopie. High Energy Transmission Grating Spectrometer (HETGS) arbeitet mehr als 0.4 - 10 keV und hat eine geisterhafte Entschlossenheit 60-1000. Low Energy Transmission Grating Spectrometer (LETGS) hat eine Reihe 0.09 - 3 keV und eine Entschlossenheit 40-2000.

Siehe auch

• Röntgenstrahl-Astronomie

Weiterführende Literatur

Außenverbindungen

• Audio-Kain (2010) Astronomie-Wurf / Homosexuell (2010) Astronomie-Wurf Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte
• NASA Chandra Missionsseite
• Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte-Zentrum
• Chandra Missionsprofil durch die Sonnensystemerforschung der NASA
• iTunes Universitäts-iPod füttert URL-ADRESSE