GALEX

[Scorus]

WPROWADZENIE
Satelita astronomiczny GALEX (Galaxy Evolution Explorer, Small Explorer/GALEX, SMEX/GALEX) jest amerykańskim (NASA) pojazdem wykonującym obserwacje astronomiczne w ultrafiolecie (135 - 300 manometrów). Do jego celów naukowych zaliczają się: zbadanie początków i ewolucji galaktyk (porównanie obecnych galaktyk z bardzo odległymi); oraz zbadanie procesów formowania się i ewolucji gwiazd; określenie pochodzenia ciężkich pierwiastków we Wszechświecie. Satelita wykonuje obrazowy przegląd całego nieba, obrazowy przegląd nieba głębokiego, przegląd 200 najbliższych galaktyk (pierwszy duży przegląd galaktyk w zakresie UV), oraz trzy (w czasie trwania misji nominalnej) spektroskopowe przeglądy nieba. Pojazd wykona także kalibrację (dokładne pomiary) emisj galaktyk w zakresie UV, co pomoże zweryfikować, czy porównywanie obecnych galaktyk do tych bardzo odległych jest właściwe. Duże próbki galaktyk obserwowane przez GALEX w ultrafiolecie umożliwiają wykonywanie bezpośrednich porównań z odległymi galaktykami obserwowanymi w zakresie widzialnym i podczerwonym. Porównanie map całego nieba w podczerwieni (z IRAS), oraz w ultrafiolecie z GALEX pozwala na badania wpływu gazu i pyłu na formowanie się gwiazd w galaktykach. Obserwacje pozwalają na określenie korelacji pomiędzy emisją galaktyk w UV, a ich aktywnością gwiazdotwórczą, co pozwala na rekonstrukcję historii formowania się gniazd we Wszechświecie. GALEX umożliwia także identyfikowanie ciekawych obiektów, które są następnie badane za pomocą HST. Ze swoim szerokim polem widzenia i czułością detektorów satelita ten uzupełnia wyniki otrzymywane za pomocą Teleskopu Hubblea, Teleskopu Spitzera i satelity FUSE. Uzupełni także obserwacje w podczerwieni, które będzie wykonywał Teleskop Kosmiczny Jamesa Webba. Satelita został opracowany w ramach programu NASA Small Explorer (SMEX).

KONSTRUKCJA
Satelita GALEX ma masę 280 kilogramów. Ma w przybliżeniu kształt walcowaty. Został zbudowany na bazie satelity OrbView 4 (bus LEOStar 2) przez firmę Orbital Sciences Corporation. Składa się z zasadniczego modułu serwisowego połączonego z teleskopem wraz z jego dodatkowym osprzętem.
Energii elektrycznej na poziomie 290 W dostarczają dwa skrzydła fotoogniw słonecznych, rozmieszczone równomiernie po obu stronach satelity. Każde skrzydło składa się z dwóch paneli fotowoltaicznych. System ten nie ma możliwości obracania się za Słońcem. Statek jest stabilizowany trójosiowo. Do kontroli orientacji przestrzennej służą koła reakcyjne, oraz zwoje magnetyczne. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd, sensory Słońca, magnetometry, oraz żyroskopy. Detektory teleskopu satelity rejestrują pozycje fotonów, z których później komputerowo rekonstruowany jest obraz nieba. Wymaga to znajomości pozycji statku, dlatego jego ruchy są dokładnie rejestrowane przez system kontroli orientacji. Obserwacje wymagają także poruszania całego satelity, celem utrzymywania obserwowanego źródła na jednym miejscu w stosunku do detektorów. Pojazd wykonuje dwa rodzaje ruchów w czasie obserwacji - drżenie i skanowanie. W trybie drżenia GALEX wykonuje małe spiralne ruchy w czasie obserwacji danego fragmentu nieba. Jest on używany do długich ekspozycji pojedynczego celu. W trybie skanowania satelita przesuwa się przez wiele stopni na niebie. Tryb ten jest używany do obrazowania dużych fragmentów nieba podczas przeglądów. Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają radiatory, grzejniki, oraz wielowarstwowa izolacja termiczna. Statek posiada własny system komputerowy. Jego główną czyści jest procesor cyfrowy (Digital Processing Unit - DPU), który jest interfejsem łączącym statek z elektroniką detektorów, a także zapewnia autonomiczne działanie w czasie braku łączności z Ziemią, wykonuje rozkazy z Ziemi, oraz zarządza danymi naukowymi i dotyczącymi funkcjonowania statku kosmicznego. Kontroluje także temperaturę teleskopu i pozostałej elektroniki, steruje silnikami obracającymi koło optyczne i Grism teleskopu. Ponadto przetwarza i kompresuje dane naukowe. System komputerowy jest tak zaprojektowany, że statek może wykonywać samodzielne, nawet 2 tygodniowe obserwacje. Umożliwia także przełączenie pojazdu w tryb bezpieczny (Safe Mode) podczas poważniejszych awarii, w którym pojazd oczekuje na rozkazy z Ziemi. Zebrane dane przed wysłaniem na Ziemię są zapisywane przez rejestrator jednoczęściowy (Solid-State Recorder - SSR). Ma pojemność 24 gigabitów. Statek zbiera 1.5 gigabita danych na orbitę, a w czasie dnia wykonuje 16 obiegów, dzięki czemu zbiera całkiem dużo danych dziennie. Łączność z Ziemią zapewnia transponder i dwie anteny pracujące w paśmie S. Dane (naukowe i inżynieryjne) są wysyłane na Ziemię 4 razy dziennie.

[Scorus]

WYPOSAŻENIE
GALEX dysponuje jednym instrumentem naukowym - teleskopem UV GALEX (GALEX UV Telescope).

Teleskop ma pole widzenia o średnicy 1.2 stopnia, i charakteryzuje się rozdzielczością kątową 5 sekund kątowych. Teleskop został zbudowany w zmodyfikowanym układzie Ritcheya - Chretiena Światło jest zbierane przez zwierciadło główne (M1) o średnicy 50 centymetrów, a następnie jest odbijane na zwierciadło wtórne (M2) o średnicy 22 centymetrów. Ono odbija je jako skupioną wiązkę do detektorów umieszczonych w systemie płaszczyzny ogniskowej teleskopu (Back Focal Assembly - BFA). Zwierciadła są podtrzymywane przez strukturę wykonaną ze stopu Invar. W budowie teleskopu zastosowano wiele technologii zapewniających szerokie pole widzenia, w tym: odpowiednie krzywe w zwierciadłach teleskopu produkujące kołowe obrazy w szeroki polu widzenia, gdzie tradycyjna optyka wytworzyłaby obraz o kształcie komety; zastosowanie specjalnych warstw optycznych, które zmniejszają stopień rozproszonego światła pochodzącego z Ziemi i pyłu w Układzie Słonecznym; oraz zastosowanie zaawansowanych stopów utrzymujących stałą odległość pomiędzy zwierciadłami. Otwór wejściowy teleskopu w czasie startu był pokryty osłoną chroniącą przed zanieczyszczeniami. Była ona podtrzymywana przez magnesy Po wejściu na orbitę została odrzucona za pomocą sprężyn. Teleskop jest utrzymywany we właściwej temperaturze za pomocą grzejników. Optyka jest utrzymywana w temperaturze 0 - 27C. Grzejniki mogą zostać także zastosowane do ogrzewania zwierciadeł w celu odparowania osadzonych na nich ewentualnych zanieczyszczeń.

Teleskop umożliwia zarówno obrazowanie, jak i badania spektrskpowe. W tym celu, w systemie ogniskowej BFA zastosowano obrotowe około optyczne (Optical Wheel Assembly - OWA), które zawiera 1 przezroczyste okno dla obrazowania, i układ typu grism (połączenie pryzmatu i siatki dyfrakcyjnej) dla spektroskopii w FUV i NUV. Jest to pierwszy grism dla tych zakresów w historii badań. OWA jest kołową płytą o średnicy 43 cm. Jest obmacane przez dwa silniki sterowane przez komputer, które umieszczają w ścieżce optycznej albo okno, albo grism. grism ma wycięte 75 bruzd na milimetr. Specjalny silnik może nieznacznie przesuwać Grism w OWA pomiędzy różnymi fragmentami nieba, co sprawa, że światło z obserwowanej obiektów jest dokładnie skupiane. Ta rotacja pomniejsza także skutki ruchu statku kosmicznego. Po przejściu przez koło OWA światło przechodzi przez urządzenia dzielące wiązkę światła, w postaci specjalnie zaprojektowanego kryształu. Jest to pierwszy taki system zastosowany dla UV w misji kosmicznej. Zostało rozwinięte przez Laboratorie d'Astronomie Spatial w Marsylii we Francji. Dzieli ono wiązkę na dwie: bliskiego UV (Near UV) - 175 - 280 nm, oraz dalekiego UV (Far UV) - 135 - 174 nm. Wiązka FUV pada na detektor FUV, a wiązką NUV jest odbijana przez dodatkowe zwierciadło M3 na detektor NUV.

Detektory dla dwóch rejestrowanych zakresów widmowych są oddzielnymi płytami z mikrokanałami (Micro-Channel Plate - MCP) o szerokości 65 mm. Są to pierwsze tak duże detektory MCP dla UV. Mają wymiary 1024 x 1024 piksele, co umożliwia obserwowanie wielu galaktyk jednocześnie. Detektory zostały opracowane przez doświadczony zespół na Uniwersytecie Stanu Kalifornia (University of California) w Berkeley we współpracy z astrofizykami z Laboratorium Astrofizycznego (Space Astrophysics Laboratory) przy CalTech. Promieniowanie z BFA pada najpierw na soczewkę wejściową. Pozwala to na wytwarzanie ostrego obrazu na całej powierzchni detektora. Cienka warstwa będąca fotokatodą na oknie wejściowym detektora NUV pochłania następnie UV, i powoduje powstanie elektronów na skutek efektu fotoelektrycznego. Elektrony następnie padają na na MCP (metalową płytę z licznymi bardzo cienkimi kanalikami). Poruszają się następnie w dół kanałów w tej płycie, powodując powstanie następnych elektronów, formujących ostatecznie chmurę złożą z 10 milionów elektronów. Są one następnie wykrywane przez siatkę anodową (sieć metalowych włókien o dodatnim ładunku). Siatka umożliwia określenie dokładnej pozycji uderzenia elektronu. To jest rejestrowane przez komputer, i na Ziemi umożliwia komputerowe zrekonstruowanie obrazu nieba. Detektory są tak wrażliwe, ze muszą być wyłączne gdy teleskop jest skierowany na jasną gwiazdę lub planetę. Są włączane tylko w czasie gdy pojazd znajduje się w cieniu Ziemi. Mogą obserwować obiekty ponad milion razy słabsze niż ludzkie oczy w najciemniejszym miejscu na Ziemi. Podczas trwania misji nominalnej detektory zarejestrowały około tysiąca miliardów fotonów, mierząc jasność wielu milionów galaktyk i gwiazd na niebie.

Każdy detektor ma niezależny zestaw elektroniki (Front End Electronics - FEE), który pobiera około 75 W mocy. Oba elementy są identyczne. Każdy zawiera niskonapięciowe źródło zasilania. W czasie gdy teleskop wykonuje obserwacje, FEE otrzymuje rozkazy od cyfrowego procesora statku DPU, który steruje detektorami. Dane z detektorów są odbierane przez FEE, i kierowane do DPU.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI
Satelita GALEX wystartował dnia 28 kwietnia 2003r, o godzinie 12:00 UTC. Rakietą nośną był Pegasus XL, odpalony z samolotu L-1011. Samolot wystartował z Kennedy Space Center. Rakieta została uwolniona nad Oceanem Atlantyckim, na wysokości około 11 900 metrów. Rakieta pomyślnie umieściła pojazd na planowanej, niskiej orbicie okołoziemskiej. Jest ona w przybliżeniu kołowa. Znajduje się na wysokości 690 kilometrów ponad Ziemią. Nachylenie jej płaszczyzny do równika ziemskiego wynosi 28.5 stopnia, a okres obiegu - 98 minut. Taka orbita umożliwia wykonywanie pomiarów ponad atmosferą ziemską blokującą UV, a jednocześnie znajduje się pod pasami radiacyjnymi van Allena, w których energetyczne protony i elektrony zakłócałyby działanie sprzętu naukowego. Na tej orbicie, po przetestowaniu funkcjonowania komponentów inżynieryjnych statku, oraz jego instrumentu naukowego rozpoczęto bardzo udany program obserwacji astronomicznych. Misja nominalna była przewidziana na 29 miesięcy. Następnie rozpoczęła się faza misji rozszerzonej. Ważnymi obserwacjami były na przykład badania komety 9P/Tempel 1 wykonane krótko przed i po uderzeniu w jej jądro impaktora sondy Deep Impact 4 lipca 2005r. GALEX poszukiwał zmian w ilości tlenku i dwutlenku węgla w komie przed i po zderzeniu.

Dane z satelity są odbierane przez stacje naziemne South Point na Hawajach, oraz Dongara w Australii. Centrum Operacyjne Misji (Mission Operations Center) znajduje się w Dulles w Wirginii. Centrum Operacji Naukowych Misji (Mision Science Operations Center) znajduje się w CalTech w Pasadenie w Kalifornii. Misja jest zarządzana przez JPL.

[Scorus]

GALEX zaobserwował dowody na nowy sposób formowania się galaktyk karłowatych - bez udziału cienie materii i bez pierwiastków cięższych od helu.

Zjawisko to zostało zaobserwowane w tzw. Pierścieniu Lwa (Leo Ring) - chmurze wodoru otaczającej 2 masywne galaktyki w gwiazdozbiorze Lwa. Struktura ta zawiera pierwotny gaz pozostały z wczesnych etapów życia Wszechświata, który nie został przetworzony do tej pory w gwiazdach. Została ona odkryta 25 lat temu na podstawie obserwacji radiowych. Do tej pory nie wykryto w niej nic oprócz gazu. Jednak obserwacje w ultrafiolecie wykonane przez satelitę GALEX pozwoliły na wykrycie sygnatury świadczącej o intensywnym formowaniu masywnych gwiazd. Emisja UV pochodziła z kilku zagęszczeń gazu w pierścieniu. Najprawdopodobniej promieniowanie UV pochodzi z młodych galaktyk karłowatych.

Do tej pory nigdy nie zaobserwowano formowania się galaktyk w takim środowisku. Obserwacje radiowe wykazały, że pierścień nie zawiera ciemnej materii. Wcześniej jedynym znanym przypadkiem powstawania galaktyk bez otoczki ciemnej materii było tworzenie tzw pływowych galaktyk karłowatych. Powstają one z materii wyrzuconej z dużych galaktyk podczas ich zderzeń na skutek sił grawitacyjnych. Wyrzucona w ten sposób materia opuszcza otoczkę ciemnej materii która otacza zderzające się galaktyki. Materia taka jest już jednak przetworzona i zawiera pierwiastki cięższe od helu. Tutaj natomiast gaz jest bardzo stary i ich nie zawiera.

Duże chmury wodoru były prawdopodobnie pospolitsze we wczesnych etapach życia Wszechświata. Mogły wtedy powstać liczne galaktyki karłowate pozbawione ciemniej materii.

http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2009-01r.html

[Scorus]

Opublikowany został obraz mgławicy planetarnej NGC 3242. Na obrazie część mgławicy możliwa do zaobserwowania w zakresie widzialnym jest widoczna w postaci białej plamy w centrum. Wokół niej widoczny jest duży obszar zjonizowanego gazu zaznaczony na biało – niebiesko. Jego pochodzenie nie jest dobrze poznane. Może to być gaz wyemitowany przez czerwonego olbrzyma przed utworzeniem mgławicy. Inna teoria mówi, że jest to gaz mięędzygwiazdy przypadkowo znajdujący się w pobliżu białego karła w centrum mgławicy. Biały karzeł spowodowałby jego jonizację wywołując emisję w ultrafiolecie.

http://www.galex.caltech.edu/media/glx2009-03r_img01.html

[Scorus]

Z okazji 6 rocznicy startu satelity GALEX zaprezentowany został obraz galaktyki M33 (NGC 598), czyli Galaktyki w Trójkącie.

Obiekt ten jest położony w odległości 2.9 miliona lat świetlnych. Lewy obraz przedstawia emisje zarejestrowaną przez detektory NUV i FUV. Detektor dalekiego ultrafioletu FUV jest czuły na gwiazdy młodsze od 10 milionów lat. NUV wykrywa gwiazdy młodsze od 100 milionów lat. Tym samym obraz przedstawia mapę niedawnej aktywności gwiazdotwórczej. Jasne, błękitne miejsca to obszary intensywnego formowania gwiazd w ostatnich milionach lat. Plamki żółte to miejsca gdzie gwiazdy intensywnie formowały się około 100 milionów lat temu. Obrazy w zakresie UV przedstawiają skupiska najmasywniejszych młodych gwiazd.

Obraz po prawej zawiera dane ze Spiztera. Zarejestrował on promieniowanie w zakresie środkowej podczerwieni, wysyłane przez obłoki pyłu pochłaniające promieniowanie ultrafioletowe młodych gwiazd. W niektórych miejscach widać dużo gorącego pyłu, który zasłania młode gwiazdy. W innych miejscach widać dużo gwiazd i bardzo niewiele pyłu. Na obrazie daleki ultrafiolet z młodych gwiazd został zaznaczony na niebiesko, bliski ultrafiolet z gwiazd w średnim wieku – na żółto, a podczerwień z obłoków pyłu bogatego w związki organiczne – na czerwono.

http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2009-01f.html

[Scorus]

Obserwacje wykonane za pomocą satelity GALEX wskazują, że ilość gwiazd masywnych w galaktykach nie musi być skorelowana z ilością gwiazd o małych masach.

Od lat 50-tych XX wieku powszechnie przyjmowano, że w typowej galaktyce powstają określone ilości gwiazd o danych masach. Tym samym stosunek gwiazd masywnych do mało masywnych powinien być stały. Szacowano, że na 1 godzę o masie 20 mas Słońca lub wyższej przypada około 500 gwiazd o masie Słońca lub niższej. Dzięki temu ogólną populację gwiazd szacowano na podstawie łatwo obserwowalnych gwiazd masywnych.

Nowe wyniki wskazują jednak, że w niektórych galaktykach ilość gwiazd mało masywnych może być dużo wyższa. Na jedna gwiazdę masywną może czasami przypadać nawet 2000 gwiazd o małych masach. Wskazuje to, że gwiazdy masywne nie muszą świadczyć o populacji innych gwiazd w galaktykach, przynajmniej w prosty sposób.

Gwiazdy mało masywne  z dużej odległości są trudne do wykrycia, ponieważ masują je gwiazdy masywne o dużej jasności. Badania były oparte na analizie obrazów w zakresie promieniowania ultrafioletowego uzyskanych za pomocą satelity GALEX oraz obrazów w zakresie światła czerwonego uzyskanych w Cerro Tololo Inter-American Observatory w Chile. Obrazy w zakresie UV były czułe na gwiazdy o masach około 3 mas Słońca lub trochę większych. W zakresie światła czerwonego obserwowane były tylko gwiazdy o masach 20 mas Słońca lub wyższych. Stwierdzono dzięki temu, że w galaktykach w których gwiazdy są rozproszone na dużych przestrzeniach gwiazd mało masywnych może być nawet 4 razy więcej niż do tej pory szacowano.

Przykładem galaktyk o różnej zawartości gwiazd o rożnych masach są NGC 1566 i NGC 6902. NGC 1566 jest bogatsza w gwiazdy masywne typu O. Jest ona położona w odległości 58 milionów lat świetlnych w gwiazdozbiorze Tukana. NGC 6902 charakteryzuje się natomiast uboższą populacją gwiazd typu O w stosunku do mało masywnych gwiazd typu B. Jest zlokalizowana w gwiazdozbiorze Strzelca w odległości 33 milionów lat świetlnych.

Na wizerunkach tych galaktyk obraz z GALEX w zakresie krótkofalowego ultrafioletu jest zaznaczony kolorem ciemnoniebieskim, a w zakresie fal dłuższych kolorem jasnoniebieskim. Obraz optyczny jest zakodowany kolorami czerwonym i żółtym. Obraz uzyskany w zakresie światła czerwonego jest znaczony na żółto, a w zakresie linii H-alfa na czerwono. Obszary galaktyk bogate w gwiazdy typu O są białe i różowe. Obszary bogate w gwiazdy typu B są natomiast niebieskie.

Obecnie satelita GALEX wykonuje obserwacje tylko za pomocą detektora bliskiego ultrafioletu NUV. Detektor dalekiego ultrafioletu FUV został automatycznie wyłączony 29 maja z powodu zbyt wysokiego ładunku elektrycznego w jego obrębie. Podobne problemy wystąpiły już w latach 2005, 2006 i 2007. Problem został prawdopodobnie wywołany przez opiłki, które spowodowały zwarcie. Obecnie prowadzone są prace prowadzące do ponownego przywrócenia operacyjności detektora. Jest on włączany i wyłączany przy różnych ustawieniach woltarzu. Po każdym cyklu dane są analizowane. W ten sposób poszukiwane jest napięcie które pozwoli na uzyskanie pożądanych parametrów ładunku na detektorze. Proces ten jest wykonywany ostrożnie wiec zabiera dużo czasu.

http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2009-04r.html

[Scorus]

Niestety mimo kilkumiesięcznych prób nie udało się przywrócić funkcjonalności detektora dalekiego ultrafioletu po skokach napięcia. Obserwacje są obecnie prowadzone tylko za pomocą detektora bliskiego ultrafioletu. Większość celów naukowych może być jednak osiągnięta poprzez zastosowanie danych w zakresie światła widzialnego z obserwacji naziemnych.

http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2010-01s.html

[Scorus]

Nowa metoda wyszukiwania niskomasowych czerwonych karłów w przeglądach GALEX w ultrafiolecie. Bliskie gwiazdy tego typu są dobrymi kandydatami do bezpośredniego obrazowania planet pozasłonecznych.
http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2011-01f.html

[Scorus]

Obserwacje galaktyk karłowatych pozwoliły na stwierdzenie dlaczego następują w nich najmasywniejsze eksplozje supernowych. Galaktyki te okazały się ubogie w ciężkie pierwiastki. Masywne gwiazdy które mają ich niewiele w trakcie swojego życia tracą znacznie mniej materii i przed eksplozją mają nadal bardzo duże masy.
http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2011-02f.html

[Scorus]

Przegląd 200 000 galaktyk po raz kolejny potwierdzający istnienie ciemnej energii:
http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2011-01r.html

Badania zderzeń galaktyk na podstawie obserwacji z GALEX i Spitzera:
http://www.cfa.harvard.edu/news/2011/pr201117.html

[Scorus]

NASA zakończyła finansowanie misji, ale satelita może zostać przekazany do Caltech. Decyzja w tej sprawie ma zapaść 31 marca. 7 lutego satelita został wprowadzony w tryb bezpieczny w którym pozostanie do czasu wznowienia badań albo definitywnej dezaktywacji.
http://spaceflightnow.com/news/n1202/10galex/

[Scorus]

Jeszcze nie wiadomo co dalej z misją. W międzyczasie ukazała się mozaika Mgławicy Włóknistej Łabędzia.
http://www.galex.caltech.edu/media/glx2012-01r_img01.html

[Scorus]

Badania galaktyki NGC 3801 przechodzącej z typu spiralnego w eliptyczny:
http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2012-02f.html

[Scorus]

Po raz pierwszy udało się zidentyfikować właściwości gwiazdy rozerwanej przez czarną dziurę. Obserwacje objęły rozbłysk oznaczony jako PS1-10jh w galaktyce Pan-STARRS1.
http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2012-02r.html