V minulém dílu seriálu jsem slíbil, že se budeme zabývat programem HEAO, nyní svůj slib splním byť poněkud se zpožděním. Program HEAO představovaly tři sondy, z nichž jedna byla zcela průlomová pro celý obor, byla jí HEAO 2, známá také pod označením Einstein. Einstein byla významným milníkem, protože na své palubě vynesla na oběžnou dráhu první skutečnou rentgenovou optiku. Kromě těchto informací je na čase se oné tajemné rentgenové optice podívat na zoubek, uvidíte že to nic tajemného není, snad o to zajímavější povídání to bude.

Pohled do zákulisí

Základy programu byly položeny ještě před startem sondy Uhuru o které jsem se zmiňoval v předchozím dílu. Původní koncepce počítala se čtyřmi těžkými satelity vynášenými pomocí raket Titan III-C. Všechno vypadalo slibně i přes různé neshody v týmu, třecích ploch nebylo málo, vznikaly mezi vědci samotnými, skupinami vědců i mezi NASA a vědci či subdodvateli, ale to vše bylo způsobeno snahou všech zúčastněných za podmínek daných rozpočtem a časovým harmonogramem vytvořit co nejpřínosnější plán. K tomu všemu vědci dosud pracující v neformálním prostředí na balónových sondách a sondážních raketách nebyli zvyklí na formální přístup k řízení prosazovaný ze strany Marshall Space Flight Center Fredem Speerem, Speer si tento přístup osvojil v projektu Apollo. Nicméně, všichni kdo na projektu pracovali dodnes vzpomínají na optimistickou tvůrčí atmosféru, ochotu konflikty řešit a popřípadě přistupovat na kompromisy, to trvalo až do 02. ledna 1973. Tehdy programový manažer a jak se ukázalo i jedna z dobrých duší projektu Richard Halpern obdržel zprávu, která jemu i ostatním způsobila šok. Projekt HEAO je s okamžitou platností zrušen! Vypadalo to opravdu špatně, ale Halpern spolu s  Jessem Mitchellem, v té době ředitelem astronomické a fyzikální divize NASA, se rozhodli projekt zachránit stůj co stůj. Jejich základní strategie byla získat čas, takže se snažili přesvědčit NASA, aby byl projekt převeden z kolonky zrušeno do kolonky pozastaveno. To se ukázalo jako neobyčejně prozíravý postup, jednání se podařilo, HEAO má na 18 měsíců statut pozastaveno, uf. Ovšem za podmínky, že získaný čas  bude využit k přepracování projektu do levnější podoby. Tým se znovu pouští s novou energií do práce, výsledkem jejich snažení bylo zeštíhlení programu na tři sondy s hmotností do tří tun. Dlužno podotknout, že jednání s NASA také napomohl čerstvý úspěch Uhuru a také práce rentgenových dalekohledů na stanici Skylab, přinášejících v té době ohromující záběry slunce.

Technická část programu HEAO

Snaha o efektivitu provázející program už od začátku se projevovala, jak v maximálním využití stávajících návrhů vypracovaných pro jiné kosmické programy, tak v maximálním využití systémů v rámci programu HEAO. Základní nosná konstrukce a podpůrné systémy tak byly u všech tří sond prakticky stejné. Na délku měla celá konstrukce všech sond programu necelých 6 metrů z toho přibližně metr připadal na modul s podpůrnými subsystémy, na šířku měla 2.5 metru, všechny sondy programu vážily okolo tří tun, a pracovaly ve výšce asi 500 Km. Nejvýznamnější sondou programu, ne-li nejvýznamnější rentgenovou observatoří vůbec, byla HEAO 2-Einstein. HEAO 1 a 3 byly koncepčně podobné, jednalo se o rotací stabilizované detektorové sondy s tím, že rotace zároveň zajišťovala pokrytí celé oblohy, HEAO 1 byla zaměřena na měkkou méně energetickou oblast záření, HEAO 3 nesla poměrně velké přístroje pro pozorování záření gama.

HEAO-2 Einstein

Einstein byla vypuštěna na LEO pomocí rakety Atlas-Centaur 13. listopadu 1978 a provozována bez významného přerušení až do dubna 1981. Na své palubě nesla první zobrazovací rentgenový teleskop s objektivem Wolterova typu. Objektiv sondy se skládal ze čtyř soustředných segmentů, byl schopen soustředit záření o energiích 0,1-4 keV. V ohniskové rovině objektivu mohl pracovat vždy jeden ze čtyř přístrojů:  proporcionální počítač s citlivostí 0.4-4.0 keV, dva spektrometry a především kamera HRI 0,15-3,0 keV s filtrem BBFS pro odfiltrování záření různých vlnových délek.

Konstrukcí detektorů bych se rád blíže zabýval v příštím dílu, takže o HRI krátce zmíním, že se jednalo v podstatě o proporcionální komoru s anodou tvořenou pravoúhlou sítí drátků místo drátku jednoho, taková konstrukce umožňuje lokalizovat místo ionizace plynové náplně podle toho v kterých drátcích tvořících anodu byl zaznamenán průchod elektrického napětí a tak rekonstruovat vzniklý obraz. Mimo vybavení teleskopu byla na palubě proporcionální komora s kolimátorem MPC, schopná detekovat záření o energiích 1-20 keV, MPC měla shodnou orientaci s hlavním teleskopem, posledním přístrojem byl spektrometr OGS. Pro HEAO 2 bylo nutno změnit sytém stabilizace, HEAO 1 a 3 byly stabilizovány rotací podobně jako UHURU o níž byla řeč v minulám dílu, Einstein byla vybavena reakčními koly umožňujícími dlouhodobé sledování jednoho místa na obloze.

Vědecký přínos observatoře Einstein

Einsteinova rentgenová observatoř vykonala více než 5000 pozorování  při nichž nalezla více než 7 000 zejména velmi slabých zdrojů. Patří mezi ně objevy vzdálených kvasarů, rozlišení některých zdrojů v galaxiích M31 v Andromedě a v Magellanových mračnech a dalších, pozorovala rentgenové výtrysky ze středů galaxií Cen A a M87 a ztotožnila je s výtrysky pozorovanými v rádiové oblasti. Překvapivým objevem byla oproti předpokladům silnější rentgenová koronální emise normálních hvězd. Velice cenné byly také první morfologické studie zbytků po výbuších supernov i jejich spektroskopické pozorování potvrzující v souladu s teoriemi přítomnost při těchto výbuších vzniklých prvků těžších než železo.  Samozřejmě byly s využitím nových možností pozorovány i dosud známé zdroje rentgenového záření.

Na snímku je rázová vlna vznikající díky rozpínající se plynové obálce vyvržené výbuchem supernovy v souhvězdí Labutě. Přesněji se jedná o hmotu, která je zahřáta nárazem plynové obálky bývalé hvězdy ukončivší svůj aktivní život jedním z nejimpozantnějších divadel ve vesmíru, totiž výbuchem supernovy. Výsledný pozorovatelný útvar se v tomto případě jmenuje Řasová Mlhovina. Náraz plynu vyvrženého počáteční rychlostí kolem 10 000 Km/s do okolního prostředí, tvořeného jak běžnou mezihvězdnou hmotou tak umírající hvězdou dříve odhozeným materiálem, je natolik silný, že se celá oblast zahřeje a rozzáří prakticky v celém pozorovatelném spektru. I přes poměrně vysokou celkovou jasnost (mag. 7) je Řasová Mlhovina obtížně pozorovatelná, protože emitované záření je rozloženo do stejné plochy jako 5 měsíčních úplňků, což z ní činí jeden z úhlově největších objektů pozemské oblohy. Díky svým rozměrům je dokonce v katalozích k nalezení v podobě fragmentů se samostatným označením. Vzdálenost supernovy je buď asi 2500 světelných let nebo – pokud budeme brát v potaz studii Williama Blaira z roku 1999 – 1500 světelných let. Řasovou mlhovinu v Labuti objevil William Herschel 7. září 1784.

Výbuch supernovy v okruhu několika desítek světelných let od Země by pro zdejší život znamenal vážný problém pokud ne úplný konec. Na druhou stranu jim vděčíme za naši existenci, nebýt supernov tak by neexistovala ani Země natož pak život. Při výbuchu supernovy se do okolního prostoru uvolňují prvky těžší než železo, což je jediný způsob jejich vzniku, tyto prvky již termojadernou syntézou vzniknout nemohou, protože při jejich syntéze se spotřebuje více energie než kolik se jí uvolní, stabilní hvězdný reaktor proto nemůže takto fungovat, energii pro jejich vznik však může při svém výbuchu dodat právě supernova, tím je umožněna celá chemie díky které život funguje.

Objektivy Wolterova typu

Základním problémem při konstrukci optiky pro rentgenové záření je neochota paprsků k odrazu, rentgenové paprsky jednoduše řečeno materiálem spíše procházejí, k odrazu dochází až pod velmi ostrými úhly.  Protože vlastnosti paprsků nezměníme musíme tomuto faktu přizpůsobit konstrukci objektivů. Pro astronomii jsou v podstatě jediným řešením objektivy Wolterova typu. Wolterova optika může být ve třech variantách, všechny ke své činnosti využívají dva prstence parabolických a hyperbolických případně elipsoidních zrcadel uspořádané za sebou, tak aby měly společné ohnisko.  Takové uspořádání umožňuje soustředit odrážené paprsky v některém z ohnisek, pro zvýšení odrazivosti bývají jejich plochy pokoveny materiálem s vysokou elektronovou hustotou, nejčastěji to bývá nikl, zlato, platina, iridium ale i další. Na přiloženém obrázku je schéma všech tří typů se silně „otupenými“ odrazovými úhly, aby lépe vynikl jejich princip.

Samozřejmě by to fungovalo i pouze s jedním odrazem na jednom zrcadlovém prstenci jako např. na tomto obrázku, jenže by potom vycházely konstrukčně neúnosně dlouhá ohniska, právě druhý tečný odraz posouvá možnosti zobrazování vysokoenergetického záření do reálných možností současné techniky.

Za zmínku jistě stojí, že česká republika má v tomto oboru solidní tradici, do vesmíru se podívalo 8 českých rentgenových objektivů. Mezi nejvýznamnější patří rentgenový teleskop RT-4M provozovaný na stanici Saljut-7. Zajímavý přístroj je také dánský SODART s vysoce kvalitním rentgenovým foliovým objektivem, čekající na stále odkládanou ruskou misi Spektrum-X-gama, snad se dočká v roce 2014.

Wolterův typ I.

Představte si panenku a v té panence panenku…, nebo si zkuste představit třeba cibulové slupky. Tak by se dalo s trochou nadsázky popsat nejčastější provedení Wolterova objektivu typu I. Ideálu se o pořádný kus dále přiblížil zatím poslední výkřik techniky v oboru, teleskop NuStar se svými 132 soustřednými zrcadly. Jednou z výhod objektivu Wolterova typu I je relativně snadné zvyšování světelnosti prostým přidáním vnořeného segmentu zrcadel zvětšujícím sběrnou plochu. Uvážíme-li další výhody, jako proti ostatním typům vycházející kratší ohnisková vzdálenost zjednodušující mechanickou konstrukci a kvalitu zobrazení objektů ležících v ose dalekohledu není se co divit dominantnímu postavení tohoto typu. Využívá jej v této kapitole popisovaná observatoř Einstein i v současnosti slavné přístroje XMM-Newton, Chandra, i nejnovější NuStar a další.

Wolterův typ II využívá odrazu na vnější ploše hyperbolického zrcadla, díky tomu se obraz vytváří ve vzdálenějším ohnisku hyperboly což prodlužuje konstrukci dalekohledu, z principu má vyšší světelnost, protože přicházejícím paprsků nastavuje větší plochu, na druhou stranu vnořování segmentů pro další zvýšení světelnosti tu není možné.

Wolterův typ III jako jediný ze tří typů používá místo hyperbolického eliptické zrcadlo. V astronomii se zatím nepoužívá, tak jej můžeme v našem seriálu vynechat.

Zdroje informací:
http://en.wikipedia.org/
Einstein Observatory
HEAO Program
http://heasarc.nasa.gov/
The High Energy Astrophysics Observatory 2 (Einstein)
http://heasarc.nasa.gov/
http://en.wikipedia.org/
 http://en.wikipedia.org/
http://en.wikipedia.org/

Zdroje obrázků:
http://www.nustar.caltech.edu/uploads/images/site/xmm_epicpath.gif
http://www.astrosaur.us/wp-content/uploads/2012/06/nustar-optics-closeup.jpg
http://www.astro.sunysb.edu/fwalter/AST443/images/wolter.gif
http://img96.imageshack.us/img96/3751/kompoziceeinsteinuv.jpg
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/einstein/cloop.gif
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/heao2/xray_telescope.gif
http://www.cfa.harvard.edu/about/history/einstein/heao2.jpg
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/einstein/heao2_diagram.gif
http://history.nasa.gov/SP-466/p32.jpg