Satelita astronomiczny MOST

Satelita astronomiczny MOST

Sławomir Ruciński

MOST — co to jest?

Mija właśnie 5 lat od umieszczenia na orbicie satelity MOST. Wśród znacznej w tej chwili liczby satelitów astronomicznych jest on z jednej strony raczej zwykły, gdyż wykonuje fotometrię gwiazd w świetle optycznym, lecz z drugiej strony wyjątkowy — bo bardzo mały. Ma on zresztą polskie „koneksje” poprzez autora tych słów (o tym na końcu artykułu), więc warto go opisać, póki jeszcze ciągle działa, jako że zamierzony czas jego pracy dwu lat już dawno minął…

MOST (Microvariability and Oscillations of STars albo Microvariabilite et Oscilations STellaires) jest małym (60×60×24cm) i tanim (10 mln $ kanadyjskich, o tym dalej) satelitą astronomicznym. Jego instrument to 15-cm teleskop Maksutowa z detektorem CCD i jednym filtrem optycznym. Konstrukcja i szczególna orbita zaprojektowane zostały tak, aby można było obserwować fotometrycznie, w sposób ciągły, przez tygodnie do 2 miesięcy, pojedyncze, jasne gwiazdy z nieba ekliptycznego. Wymagana dokładność obserwacji była z założenia lepsza od 0,001 mag. (0,1%) na pojedynczy, 10-sekundowy pomiar gwiazdy jaśniejszej od 6 mag.

MOST nie zbiera obrazów nieba i ma tylko jeden cel, którym jest wysoka dokładność pomiarów fotometrycznych i ciągłość obserwacji jednego obiektu. Rozszerzenie obserwacji na kilka, a obecnie nawet na kilkadziesiąt obiektów pola CCD jest swego rodzaju „bonusem”. W pewnym sensie MOST to zaprzeczenie słynnego Hubble Space Telescope: jest mały, podczas gdy HST ma wielkość autobusu, i może obserwować bez przerw, zaś HST przez 2/3 swojej 90-minutowej orbity patrzy w Ziemię i musi za każdym obiegiem na nowo odszukać swój obszar do obserwacji.

MOST w momencie wystrzelenia w roku 2003 był pierwszym całkowicie kanadyjskim satelitą naukowym po długiej, 30-letniej przerwie, po bardzo obiecujących początkach. Przez ostatnie lata większość naukowych eksperymentów kanadyjskich dokonywano albo z pokładów satelitów amerykańskich, albo jako udział częściowy Kanady w takich przedsięwzięciach1. Należąc do klasy „mikrosatelitów” (poniżej 100 kg), jest najmniejszym ze wszystkich satelitów astronomicznych. Zaprzeczał od początku ustalonemu przed dziesiątki lat poglądowi, że satelita astronomiczny musi być okazały i kosztowny, głównie ze względu na wysoki poziom stabilizacji, co zwykle najłatwiej było zapewnić przez duży moment bezwładności, a więc dużą masę i znaczne rozmiary.

Konstrukcja i orbita

Rys. 1 Rys. 1. Oto jak wygląda MOST. 15-cm teleskop jest umieszczony poziomo w dolnej części satelity i patrzy na niebo przez „peryskop” (45-stopniowe lustro) z otwartym tutaj zabezpieczeniem przeciwsłonecznym. Prostokąt z zaokrąglonymi końcami z lewej strony to element pasywnego chłodzenia CCD. Brzegi satelity i cała druga, oświetlona przez Słońce strona, są pokryte bateriami słonecznymi. Małe, wystające elementy to magnetometry systemu stabilizacji i anteny. Wyraźny, duży, czarny pierścień nie jest ciekawym elementem: to zaczep mocowania do rakiety podczas startu

MOST jest wielkości dużej walizki. Przy tak małych rozmiarach zasadniczą rolę odgrywa system trzyosiowej, precyzyjnej stabilizacji. Osiągnięto to przez użycie zupełnie nowatorskich, miniaturowych kół reakcyjnych (reaction wheels). Są to szybko wirujące cylindryczne „koła zamachowe” o średnicy kilku centymetrów, które mogą w ułamku sekundy zmieniać tempo obrotu i w ten sposób spowodować przeciwną reakcję satelity w sensie zachowania całkowitego momentu pędu. Konstrukcja niesmarowalnych łożysk (w przestrzeni smary odparowują) i systemu kontroli była znacznym osiągnięciem firmy Dynacon w Toronto, która po sukcesie MOST stała się światowym autorytetem i głównym wykonawcą systemów stabilizacji dla małych satelitów.

Kół reakcyjnych w MOST jest w sumie cztery, z trzema ustawionymi ortogonalnie i czwartym, skośnym, zapasowym. Koła reakcyjne są jedynym ruchomym elementem satelity i będą pierwsze, które się popsują, stąd to czwarte zapasowe. Oprócz kół satelita zawiera system pomiaru ziemskiego pola magnetycznego i duże cewki wokół całego korpusu satelity, w których może płynąć zmienny lub stały prąd elektryczny oddziaływujący z ziemskim polem. Wspólne działanie kół reakcyjnych i momentu magnetycznego satelity zapewnia stabilizację kątową MOST-a i nieczęste (kilkanaście razy do roku) zmiany obserwowanego obiektu.

Założona konstrukcyjnie stabilizacja miała być na poziomie lepszym niż 15 sekund łuku. Wielu czytelników z pewnością jest zaskoczona tak niskimi wywymaganiami. Przecież nawet małe (>10 cm) lunety zapewniają rozdzielczość kątową lepszą od jednej sekundy łuku. Ale pamiętajmy, że MOST był pierwszym mikrosatelitą, zaś w latach jego konstrukcji (1998–2003) zupełnie nieznane były możliwości stabilizacji mikrosatelitów. Dzięki stopniowemu ulepszaniu programów na pokładzie satelity jego stabilizacja stale poprawiała się i w tej chwili jest na poziomie 10-krotnie lepszym niż zamierzona, a więc wynosi około 1,5 sekundy kątowej. Jest to wielki sukces inżynierów z Dynacon i UTIAS2 w Toronto. Gdy jednak projektowano satelitę, 15-sekundowa stabilizacja pozycyjna była sporym ograniczeniem koncepcyjnym i konstrukcyjnym.

Rys. 2 Rys. 2. Płaszczyzna ogniskowa MOST-a z zaznaczona strzałką pozycja Procyona podczas obserwacji. Teleskop daje dobre obrazy w okręgu o średnicy około 1 stopnia. Dwa detektory CCD są tego samego typu i oba działają przez szybki transfer ładunków do zasłoniętej części (kolor ciemnoszary), skąd są wolniej sczytywane. CCD do orientacji satelity (zaznaczony jako ACS; ekspozycje 1-sekundowe) przestał działać na wiosnę 2006 r. na skutek uderzenia przez superenergetyczny promień kosmiczny. Od tego czasu naukowy CCD używa gwiazdy w polu bezpośrednich obrazów w kształcie odwróconej litery L, a ekspozycje nie mogą być dłuższe od 2–3 sekund. Macierz 6×6 mikrosoczewek zasłania część tego detektora

Teleskop i detektory zostały wykonane w University of British Columbia (UBC) w Vancouver. Aby zapewnić dobrą jakość fotometrii, część detektora została pokryta macierzą mikrosoczewek (soczewki Fabry) rzutujących na CCD obraz lustra satelity. Każda gwiazda obserwowana w tym obszarze detektora odbierana jest jako duży (średnicy ~30 pix) obraz lustra, który jest stały i nie porusza się na płaszczyźnie detektora, gdy satelita dokonuje małe kołysania. Teraz wiemy, że użyto za dużo tych soczewek, bo w rezultacie zbyt duża część detektora jest nieczynna do obserwacji innych gwiazd w polu. Przy obecnej, znacznie lepszej stabilizacji satelity można ich było zupełnie uniknąć lub wystarczyłyby, powiedzmy, 4 takie soczewki do obserwacji najjaśniejszych gwiazd. Ale trudno, stało się…

Rys. 3 Rys. 3. Orbita słoneczno-synchroniczna MOST-a jest bardzo bliska linii terminatora na powierzchni Ziemi

Orbita MOST-a jest niezwykła: to jedna z orbit słoneczno-synchronicznych („Sun-synchronous”). Nie jest więc stała w przestrzeni, lecz jej płaszczyzna powoli się przemieszcza. Przez dobranie dwóch parametrów: wysokości (w tym wypadku 820 km od powierzchni Ziemi) i kąta nachylenia do równika ziemskiego (tutaj 98,6°, a więc blisko, lecz nieco „poza” biegunem, a więc w przeciwną stronę do rotacji Ziemi) można było uzyskać powolną precesję płaszczyzny orbity w tempie jednego okresu precesji na rok. Dla MOST-a dodatkowo wybrano taką orbitę, aby „ślizgała” się po linii zmroku na Ziemi3.W ten sposób jedna strona satelity jest zawsze oświetlona, zaś druga może patrzeć w przestrzeń.

Z wysokości 820 km horyzont ziemski jest nisko. W stożku o rozwarciu 56 stopni jeden obiekt może być obserwowany w sposób ciągły nawet przez 2 miesiące. Stożek ten powoli przemieszcza się na niebie i jest skierowany zawsze przeciwnie do Słońca. Zakres położeń ciągłych obserwacji zawiera się w deklinacjach pomiędzy -19 a +36 stopni. Ale gdy tolerowalne są przerwy w obserwacjach w każdym 103-minutowym okresie obiegu satelity, zakres deklinacji może być powiększony.

Rys. 4 Rys. 4. Ze swojej wysokości orbitalnej MOST może obserwować w sposób ciągły, przez okres 2 miesięcy, obiekty nieba równikowego wewnątrz stożka zwanego Continuous Viewing Zone

MOST został wyniesiony na orbitę za pomocą rosyjskiej rakiety 30 czerwca 2003 r., w dzień przed świętem narodowym Kanady. Przy okazji umieszczono na orbitach kilka innych małych satelitów, ale MOST był głównym z nich i dyktował parametry startu. Dwa pierwsze stopnie to rakieta balistyczna SS-19 (zasób tych rakiet podlegał stopniowemu niszczeniu w ramach porozumienia o rozbrojeniu), zaś trzeci stopień to bardzo precyzyjny pojazd „Breeze” z możliwością zatrzymywania i uruchamiania silnika. Końcowa orbita była absolutnie doskonała i zapewniała synchroniczność z widocznością Słońca przez kilka lat, z pewnym wyprzedzeniem, tak że teraz, po 5 latach, jest właśnie optymalne ustawienie orbity.

Przy budowie satelity starano się zmniejszyć koszta do minimum. Przykładowo, zamiast występować o kosztowną licencję na wyłączność częstotliwości komunikacji w paśmie radiowym i możliwość wykorzystania techniki cyfrowej, zastosowano modemy i radio działające na metrowych falach amatorskich. Co prawda zmniejszyło to możliwości telemetrii (upload, tzn. do satelity, 9600 kB; download, tzn. z satelity na Ziemię, 38 400 kB) i zmusiło do kompresji danych w komputerze satelity oraz użycia 3 stacji odbiorczych (UTIAS w Toronto, Vancouver, Wiedeń).

Rys. 5 Rys. 5. Zespół naukowy MOST-a. Stoją, od lewej, profesorowie Anthony Moffat (Montreal), Werner Weiss (Wieden), David Guenther (Halifax), Gordon Walker (Vancouver i Victoria), Dimitar Sasselov (Harvard), Rainer Kuschnig (Vancouver, obecnie Wiedeń). Siedzą od lewej: Jaymie Matthews (Principal Investigator) i Sławek Ruciński (Toronto, do 1984 r. Warszawa). Fot. arch. autora

Zespół naukowy MOST-a jest mały, zaledwie 8-osobowy. Gdy autor ankietował w 1997 r. kanadyjską społeczność astronomiczną i szukał poparcia dla idei MOST-a, na jego apel zareagowało mało astronomów. Większość uważała przedsięwzięcie za stratę czasu… Zespół techniczny zmieniał się i podczas konstrukcji sięgał około 30 osób, ale obecnie składa się z kilku (niskoopłacanych) magistrantów i doktorantów w UTIAS i na UBC. Ale dane z MOST-a analizowało już wielu astronomów, bo po roku są one dostępne dla wszystkich.

Teraz o kosztach. Typowy mały satelita NASA serii Explorer kosztuje 100 mln dolarów. Teleskop Hubble'a kosztował kilka miliardów, ale właściwie nie wiadomo dokładnie ile… MOST był więc supertani. W tym okresie dolar kanadyjski warty był około 2/3 amerykańskiego, więc koszt był jeszcze niższy. Osiągnięto go głównie przez ograniczenie zespołu technicznego do minimum, szereg uproszczeń (takich jak wspomniana telemetria), użycie „taniej” rakiety (te koszty byłyby jednak obecnie wyższe) i przez entuzjazm wykonawców, którzy nie traktowali MOST-a jako tylko możliwości zarobkowej…

O samym satelicie można jeszcze długo, bardzo długo4

Główny cel: pulsacje gwiazd

Zwykle gwiazdy — tak jak glob ziemski — podlegają drganiom. Większość drgań „sejsmicznych” w gwiazdach jest tłumiona, zaś te, które mogą trwać, mają amplitudy zmian jasności na poziomie 10-5 średniej jasności gwiazdy. Słońce wykazuje takie drgania, a ich interpretacja dała nam zupełnie niezwykłe możliwości sprawdzenia komputerowych modeli Słońca, ale też ustalenia jak wiruje jego wnętrze, gdzie koncentrują się w nim pola magnetyczne, itd.

Tylko w niektórych, bardzo szczególnych gwiazdach — zwanych po prostu „pulsującymi” — specjalne okoliczności sprzężenia naturalnych drgań mechanicznych z procesami absorpcji i emisji fotonów w zewnętrznych warstwach powoduje wzrost obserwowanych amplitud drgań do poziomu 10?2, a nawet 10?1 średniej jasności. To cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae, Delta Scuti, itd. Ale tych gwiazd jest bardzo mało, średnio jedna na 105 zwykłych gwiazd. Choć MOST może je z powodzeniem obserwować, głównym jego celem było wykrycie i charakteryzacja supermałych drgań astrosejsmicznych. Aby to zrobić, dokładność obserwacji musi sprostać wymaganiom wykrycia zmian jasności na poziomie 10?6 do 10?5 średniej jasności.

Rys. 6 Rys. 6. Obserwowane drgania sejsmiczne Słońca, tak jak widać by je było z wielkich odległości. Wykres podaje amplitudy drgań (w świetle czerwonym i niebieskim) w funkcji częstotliwości w milihercach (mHz). Amplitudy wyrażone są w milionowych częściach średniej jasności (ppm — part per milion). Rysunek na podstawie Frohlich i in. (1997)

Wspomnieliśmy o zamierzonej dokładności pojedynczych obserwacji MOST-a na poziomie 0,001 mag. Skok do dokładności 10?6 jest oparty na wykorzystaniu ciągłych obserwacji przez tygodnie, a nawet miesiące i faktu, że drgania są koherentne, tzn. że zachowują fazę i można je składać albo sumować w czasie. W tym sensie MOST spełnił oczekiwania. Dla bardzo jasnych gwiazd dokładność jest bardzo duża. Poniżej opiszemy dokładniej przypadek bardzo jasnego Procyona.

Podczas gdy wykrycie drgań sejsmicznych typu słonecznych okazało się bardzo trudne na szerszą skalę, MOST przez 4,5 roku swej aktywnej pracy obserwował szereg specjalnych pulsacji, na przykład drgania sejsmiczne czerwonych olbrzymów, pulsacje gwiazd roAp (rapidly oscillating Ap) czy też zupełnie nowo odkryte drgania gwiazd w młodych gromadach gwiazdowych. Obszerne i nadal tylko częściowo zanalizowane wyniki MOST-a na tym głównym jego polu zastosowań wymagałyby osobnego artykułu. Opiszemy więc poniżej tylko niezwykłą sytuację z drganiami Procyona. Dalej zostaną opisane obiekty bliskie autorowi, ale nie pulsujące: obserwacje młodej gwiazdy z plamami, Kappa1 Ceti, supermłodej gwiazdy typu T Tauri i wreszcie przypadkowo odkrytej ciasnej gwiazdy podwójnej z bardzo dużym mimośrodem orbity.

Procyon

Głównym celem MOST-a było wykrycie drgań astrosejsmicznych Procyona. Jest to jedna z najbliższych gwiazd Ciągu Głównego, a jej szczególne znaczenie polega na jej masie nieco większej od Słońca. Takich gwiazd jest mało, mniej niż podobnych do Słońca lub mniej masywnych, zaś struktura wewnętrzna jest nieco inna. Obszar podpowierzchniowy, gdzie gaz jest bardzo nieprzezroczysty dla promieniowania wytworzonego w głębokim wnętrzu, jest bardzo cienki. Gdy na Słońcu ta tzw. otoczka konwektywna zajmuje około 20% promienia, na Procyonie jest ona bardzo cienka i zajmuje jakies 2–3%. W otoczce konwektywnej gaz z przegrzanego spodu warstwy unosi się wielkimi „bąblami” ku powierzchni, zaś inne chłodne (a więc cięższe) „bąble” opadają w dół. Te intensywne ruchy gazu podobne są nieco do gotującej się wody w garnku, z tym że podobieństwo ma ograniczenia, bo gaz w przeciwieństwie do wody jest ściśliwy…

Rys. 7 Rys. 7. Zmiany jasności Procyona obserwowane przez MOST w roku 2007. Jednostką osi pionowej jest 0,001 mag., zaś czas jest wyrażony w minutach

Konwektywne ruchy gazu pompują kolosalne ilości energii mechanicznej do zewnętrznych warstw gwiazdy i mogą wzbudzać drgania. Przewidywania oparte o modele komputerowe struktury Procyona kazały oczekiwać tam oscylacji większych niż na Słońcu ze względu na szybszy ruch elementów gazu i intensywniejszą penetrację przez warstwę konwektywną. Zresztą drgania takie już były raportowane, ale każda nowa seria obserwacji naziemnych dawała inne okresowości i amplitudy drgań. Niezgodność obserwacji tłumaczono bezsprzecznym wpływem ziemskiej atmosfery i trudnościami instrumentalnymi. Oscylacje sejsmiczne Procyona były więc głównym celem MOST-a — patrząc na eksperyment oczami fizyków, którzy konstuują przyrząd, aby osiągnąć określony cel — uzasadniały całkowicie skonstruowanie i wystrzelenie MOST-a.

Po półrocznych próbach i obserwacjach szeregu obiektów, aby poznać ograniczenia satelity, w styczniu 2004 r. podjęto obserwacje Procyona. Po miesiącu, ku ogólnemu zaskoczeniu, nie wykryto NIC, zupełnie NIC… Procyon nie wykazywał drgań na poziomie mniejszym niż 5×10?6 średniej jasności gwiazdy. Obserwacje tej gwiazdy powtarzane były w latach 2005 i 2007. Przez ten czas stabilizacja satelity, jak i metody analizy obserwacji, podlegały stopniowemu ulepszaniu i brak drgań był coraz lepiej zdefiniowany. Ale też, po opublikowaniu pracy raportującej brak oscylacji (Matthews i in. 2004), zespół MOST-a napotykał coraz silniejsze krytyki (zwłaszcza ze strony poprzednich odkrywców drgań, tych którzy używali obserwacje naziemne) za brak należytej kontroli jakości obserwacji i kontroli efektów instrumentalnych.

Teraz już wydaje się jasne: z różnych powodów (biedzą się z tym teraz teoretycy), drgania Procyona są małe, ale wykrywalne przez MOST-a na poziomie 2×10?6 średniej jasności. Komplikacją jest, że podlegają one zmianom w czasie: w skali kilku dni drgania te mogą powstać, trwać i zostać stłumione, aby pojawić się w nieco innych częstościach (Guenther i in. 2008). Koherencja drgań jest więc mała, a obraz całości inny niż dla Słońca; powodem jest prawdopodobnie bezpośredni wpływ ruchów konwektywnych gazu na drgania.

Kappa1 Ceti

Rys. 8 Rys. 8. Zmiany jasności Kappa1 Ceti obserwowane przez MOST (górna część). Po odjęciu wkładu jednej plamy rotującej z okresem 8,9 dni (część środkowa) pozostaje zmienność, którą można interpretować jako modulacje przez plamę rotującą z okresem 9,3 dni. Część najniższa rysunku podaje schematycznie zmiany aktywności chromosferycznej obserwowanej spektroskopowo 2 miesiące wcześniej

Jednym z pierwszych obiektów obserwowanych przez MOST, jeszcze w okresie prób, przed obserwacjami Procyona, była gwiazda Kappa1 Ceti. Jest to stosunkowo młoda gwiazda, bo jej wiek ocenia się na około 650 mln lat. Jeżeli więc Słońce, z wiekiem 4,5 mld lat, można porównać do dorosłej osoby (powiedzmy 45-letniej), to Kappa1 Ceti ma według tego porównania 6,5 roku. I rzeczywiście zachowuje się aktywnie: wiruje szybko, wykazuje aktywność chromosferyczną i koronalną i ma duże plamy. Poprzednie obserwacje wskazywały na obrót w ciągu około 9,1 dni, ale przerwy dzienne w obserwacjach uniemożliwiały dokładne ustalenie okresu rotacji gwiazdy.

Dzięki ciągłym obserwacjom przeprowadzonym przez MOST udało się ustalić, że na powierzchni są dwie duże plamy poruszające się z nieco odmiennymi okresami. Przez dokładne modelowanie zmian jasności (Ruciński i in. 2004) udało się nie tylko ustalić okresy rotacji tych plam, ale też ocenić, gdzie są one umieszczone na powierzchni gwiazdy. Najwyraźniej prawo rotacji jest takie jak na Słońcu: plama bliższa równika wiruje szybciej. Przypadek Kappa1 Cet jest w tej chwili najbardziej bezpośrednim potwierdzeniem tego rodzaju rotacji dla innych gwiazd.

TW Hya

W 1978 r. astronom amerykański George Herbig zasugerował, że izolowana, czerwona gwiazda zmienna TW Hya może być gwiazdą typu T Tauri. Takie bardzo młode (typowo młodsze niż 1 – 10 mln lat) gwiazdy zawsze występują blisko chmur materii międzygwiazdowej, więc jej izolowane położenie na niebie było całkowicie niezrozumiałe. Obserwacje w European Southern Observatory (dzięki umiejętności autora przeczytania po rosyjsku dosyć ukrytej w publikacjach armeńskich pracy Herbiga) 5 lat później potwierdziły, że bez wątpienia jest to gwiazda typu T Tauri (Rucinski & Krautter 1983). Ale późniejsze poszukiwania radiowe na falach milimetrowych wykonane przez autora nie przyniosły wykrycia materii w okolicach TW Hya. Sytuacja była raczej tajemnicza…

W 1989 r. de la Reza w Brazylii stwierdził, że w dużym obszarze południowego nieba wokół TW Hya występują młode gwiazdy, ale nie tak młode, z wiekiem ocenianym na 20–30 mln lat. Ta nowo zdefiniowana TWA (TW Hya Assocciation) liczy w tej chwili około 25 członków, jest najbliższym nas obszarem występowania młodych gwiazd (średnia odległość 73 parseki). TW Hya jest wśród nich wyjątkowo młoda, więc najwyraźniej powstała najpóźniej i nadal przyjmuje materię ze swej najbliższej okolicy.

Rys. 9 Rys. 9. Położenie planety w nowym modelu TW Hya zaproponowanym przez Setiawan i in. (2008). Rysunek pokazuje schematyczny przekrój przez dysk protoplanetarny, którego wielkość była oceniana różnymi metodami na rozciągający się od około 0,06 AU do kilkuset AU (AU = jednostka astronomiczna). Proponowana planeta byłaby jeszcze bliżej gwiazdy niż wewnętrzny brzeg dysku, co jest raczej trudne do akceptacji

Akrecja materii na TW Hya, jak również szereg innych procesów wynikających z szybkiej rotacji gwiazdy i jej intensywnie generowanych pól magnetycznych, powodują zmiany jasności z amplitudą około 20% w części widzialnej widma. Mimo że akrecja zachodzi poprzez dysk, w którym obieg materii musi zachodzić okresowo, zmiany jasności TW Hya nie są proste. Raportowane okresowości w różnych okresach czasu to, licząc od najkrótszej: 0,21, 2,0, 2,8, 2,85, 2,88, 4,4 i 9,05 dnia. Żadna jednak nie była obserwowana dwa razy…

Niedawno pomiary prędkości radialnej wykonane na wiosnę 2007 r. za pomocą superprecyzyjnego spektrografu FEROS na 2,2-m teleskopie na La Silla w Chile5 wykazały bardzo dobrze zdefiniowaną okresowość 3,56 dnia. Autorzy (Setiawan i in. 2008) od razu opublikowali te wyniki w prestiżowym „Nature”. Interpretacja tej okresowości opierała się na założeniu, że bardzo blisko gwiazdy, tuż przy jej powierzchni obiega masywna planeta, której istnienie powoduje modulacje prędkości radialnej gwiazdy. Byłby to zupełnie niezwykły, superważny przypadek istnienia takiej planety u młodej gwiazdy, tym istotniejszy, że proste przewidywania stabilności jej orbity sugerują, że tak blisko gwiazdy nie może istnieć długo i powinna zaraz spaść na gwiazdę.

Tak się złożyło, że właśnie w tym okresie MOST też obserwował TW Hya i zmiany jasności gwiazdy też wykazały okres około 3,6 dnia. Choć zamierzeniem było scharakteryzowanie chaotycznych zmian jasności wynikających z akrecji, wyraźna okresowość nie podlegała dyskusji. Problem w tym, że nawet ciągłe obserwacje MOST-a przez 11 dni nie mogą nic więcej powiedzieć o naturze zmian, poza potwierdzeniem okresowości. Nie można wykluczyć, że coś innego niż planeta powoduje zmiany, zaś tylko 3 cykle to za mało, aby w pełni potwierdzić okresowość.

Rys. 10 Rys. 10. Zmiany jasności TW Hya obserwowane przez MOST. Spodziewane były zmiany nieregularne, ale dosyć wyraźnie widać ukrytą zmienność z okresem 3,6 dni

Na wiosnę 2008 r. MOST przeprowadził długie, trwające cały miesiąc, ciągłe obserwacje TW Hya. I tu zaskoczenie: nie ma śladu po okresie 3,6-dniowym… Jeżeli jest coś, to słaba okresowość około dwudniowa… Czy planeta znikła? Czy też, co wydaje się bardziej prawdopodobne, nigdy jej tam nie było, a to, co zaobserwowano poprzednio, było zgęszczeniem w dysku akrecyjnym, które chwilowo obiegało gwiazdę z dosyć dobrze zdefiniowanym okresem? Autor pracuje obecnie nad tymi danymi, które wymagają szczególnej uwagi ze względu na ważność problemu.

Gwiazda zaćmieniowa z dużym mimośrodem orbity

Rys. 11 Rys. 11. Krzywa zmian jasności HD313926. Warto zwrócić uwagę, że gwiazdy są wyraźnie zniekształcone (eliptyczne), gdy są najbliżej siebie, w peryastronie orbity

Podczas obserwacji gwiazdy Wolfa-Rayeta6 WR111 jedna z gwiazd prowadzenia satelity („guide star”) HD 313926 wykazała zmienność zaćmieniową, z okresem 2,27 dnia. Minimum wtórne (płytsze) jest w tej gwieździe przesunięte z oczekiwanej fazy 0,5, sugerując ekscentryczność orbity. Analiza zmian jasności wykazała, że ta nowo odkryta gwiazda ma bardzo duży mimośród orbitalny, e = 0,21, co jest niezwykłe dla tak krótkiego okresu (Rucinski i in. 2007). Gdy okres orbitalny jest krótki, a więc gdy gwiazdy są blisko siebie, ich wzajemne oddziaływanie przypływowe powoduje szybką „cyrkularyzację” orbity.

Rys. 12 Rys. 12. Mimośrody gwiazd podwójnych dla okresów dłuższych od jednego dnia. Widać wyraźnie zmniejszanie się mimośrodu dla ciasnych systemów. Przypadek HD 313926 zaznaczony jest krzyżykiem. Otwarte kółka odpowiadają (mniejszym) gwiazdom typów widmowych A do G, podczas gdy kółka pełne odpowiadają typom widmowym O do B, które są duże i masywne. HD313926 jest typu około B5

HD 313926 wymaga dalszych badań, zwłaszcza spektroskopii. Ale jej przypadek wykazuje, ze MOST może nawet odkrywać nowe gwiazdy zmienne, a nie tylko podnosić precyzję obserwacji obiektów już dobrze znanych i poprzednio analizowanych.

Udział autora

W latach 1987 do 1997 autor pracował w (nieistniejącym obecnie) Institute for Space and Terrestrial Science (ISTS) w Toronto, gdzie miał okazję spotykać się z wieloma inżynierami i specjalistami w dziedzinie konstrukcji satelitów i instrumentów orbitalnych. Od wystrzelenia Sputnika-1 w 1957 r., które nastąpiło gdy był miłośnikiem astronomii w szkole średniej i aktywnie obserwował gwiazdy zmienne, zawsze nosił się z marzeniem o umieszczeniu na orbicie małego teleskopu do obserwacji gwiazd zmiennych. Ale inżynierowie chłodzili te zapały: stabilizacja 3-osiowa wymagała według ich zdania dużych, masywnych satelitów, te zaś byłyby zbyt drogie, aby uzasadnić koszta obserwacjami gwiazd zmiennych. Tak było aż do spotkania z dr. inż. Kieran Carroll, specjalistą od stabilizacji małych satelitów, który wtedy pracował w UTIAS i Dynacon.

Cotygodniowe, kilkugodzinne rozmowy z Kiranem przez kilka miesięcy 1997 r. pozwoliły na ustalenie geometrii satelity i jego wymaganej orbity. MOST7, tak jak został wystrzelony, był dokładnie taki, jak opisany w około 100-stronicowym wniosku do Kanadyjskiej Agencji Kosmicznej (Canadian Space Agency, CSA)8. Niestety, w tym właśnie pamiętnym 1997 r. ISTS przestał istnieć przez nagle ucięcie finansowania przez prowincję Ontario i autor podjął pracę w obserwatorium na Hawajach. Prawdę mówiąc, autor tych słów przestał wtedy myśleć o projekcie MOST, będąc całkowicie zaabsorbowany poznawaniem niezwykłych warunków pracy w Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT)9

Niespodziewanie, w 1998 r., jak grom z jasnego nieba przyszła wiadomość o przyznaniu funduszy na budowę satelity. Aby uratować projekt, jego prowadzenie zostało przekazane profesorowi Jaymie Matthews w University of British Columbia w Vancouver. Autor pozostał w zespole naukowym jako użytkownik satelity a również jako „ojciec” pomysłu, co jest zresztą zawsze notowane i należycie honorowane (patrz notatka u dołu strony … o Nagrodzie Alouette).

Co dalej? BRITE!

Rys. 13 Rys. 13. Oto jak ma wyglądać nanosatelita do obserwacji zmienności jasnych gwiazd, BRITE. Jest on w jakiejś mierze zmniejszoną wersją MOST-a, ale niezupełnie, bo na przykład będzie on miał 2 niezależne kamery do stabilizacji pozycji i do obserwacji astronomicznych. Ciemne prostokąty to baterie słoneczne. Z 20 cm sześcianu wystają anteny i beleczka magnetometru. Na pokładzie będą komputery, odbiorniki i nadajnik oraz modemy telekomunikacyjne, system stabilizacji z 3 kołami reakcyjnymi i z cewkami do oddziaływania z ziemskim polem magnetycznym

Do chwili obecnej MOST był ustawiany na 95 miejsc na niebie i zaobserwował zmienność około 1500 gwiazd. Tylko około 15% materiału obserwacyjnego została zanalizowana, owocując 38 publikacjami (plus 8 w przygotowaniu). Satelita obserwuje dalej i może jeszcze z powodzeniem działać 3 do 5 lat, bo tak jest oceniany przebieg utraty wydajności baterii słonecznych z czasem. Oczywiście może przestać działać każdego dnia: uczy nas tego utrata detektora CCD używanego do stabilizacji satelity. Może też zatrzeć się jedno z kół reakcyjnych, ale obserwacje byłyby niemożliwe, gdyby stanęły na raz dwa koła.

Doświadczenie z MOST-em stworzyło dalsze możliwości. W roku 2004, pozostając nadal w doskonałych relacjach z zespołem UTIAS, autor zaproponował skonstruowanie nanosatelity do obserwacji najjaśniejszych gwiazd nieba. Jest paradoksem, że wśród tych gwiazd jest najwięcej niepewności co do ich fotometrii, a to głównie przez kłopoty z uwzględnieniem absorpcji atmosferycznej podczas obserwacji naziemnych, podczas których konieczne jest porównywanie jasności gwiazd przez duże odległości kątowe na niebie. Mały nanosatelita (definicją jest waga poniżej 10 kg i małe rozmiary, tutaj 20×20×20 cm) z teleskopem soczewkowym z dużym polem widzenia może to rozwiązać. Projekt nanosatelity do astronomii, BRITE, złożony w Agencji Kosmicznej jakoś nie mógł ruszyć z miejsca, za to współpracownik z zespołu MOST-a, prof. Werner Weiss z Wiednia, na podstawie naszych dokumentacji uzyskał w roku 2007 fundusze na budowę dwu kopii BRITE-a, których wykonanie dobiega już końca (w UTIAS, drugi z pomocą UTIAS w Austrii). Wszystko to ma chyba dobry koniec. W tym roku CSA ogłosiła przyznanie funduszy na kanadyjskie BRITE-y. Okazuje się, że Hiszpania ma też dołączyć się do konstelacji tych satelitów. Więcej na temat programu nanosatelitów budowanych w UTIAS na stronie http://www.utiassfl.net/.

Orbity kolejnych BRITE-ów nie będą tak szczególne jak MOST-a, a raczej uzależnione od tego „co się da uzyskać” w ramach niskich kosztów, przy okazji wystrzeliwania większych satelitów. Ze względu na nieoptymalne orbity, ich praca nie będzie ciągła, lecz przez co najmniej 15% z 100-minutowej orbity. Planuje się wysyłanie kilku satelitów w konstalcji zapewniającej lepsze pokrycie czasowe i parami: kamera każdego BRITE-a będzie miała jeden niezmienny filtr barwny, niebieski albo czerwony.

Więcej szczegółów można znaleźć w następujących publikacjach
  • Frohlich, C. i inni, 1997, Solar Physics, 170, 1.
  • Matthews, J. M. i inni, 2004, Nature, 430, 51.
  • Guenther, D. B. i in., 2008, złożone do Astroph. J.
  • Rucinski, S. M. i inni, 2004, Publ. Astr. Soc. Pacific, 116, 1093.
  • Rucinski, S. M. & Krautter, J., 1983, Astron. & Astroph., 121, 217.
  • Setiawan, J. i inni, 2008, Nature, 451, 38.
  • Rucinski, S. M. i in., 2007, Mon. Not. Roy. Astr. Soc., 380, 63.

Autor jest profesorem astrofizyki na Uniwersytecie w Toronto (Kanada) i od początku 2000 r. dyrektorem tamtejszego Obserwatorium Dawida Dunlapa (DDO Observatory). Do 1984 r. był pracownikiem Obserwatorium Uniwersytetu Warszawskiego. Główną dziedziną Jego zainteresowań badawczych jest fotometria astronomiczna

(Źródło: „Urania — PA” nr 4/2008)
  1. Specjalna rola dla nauki kanadyjskiej została ostatnio (w maju 2008 r.) uhonorowana przez przyznanie zespołowi konstrukcyjnemu MOST, w tym niżej podpisanemu, wysoko cenionej „Nagrody Alouette” przez Kanadyjski Instytut Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej (Canadian Aeronautics and Space Institute), patrz: http://www.casi.ca/ awardsscholarships.aspx
       Alouette był pierwszym satelitą kanadyjskim w 1962 r. i służył do badania zorzy polarnej. W kwietniu 2008 r., prof. Jaymie Matthews został odznaczony Orderem Kanady za osiągnięcia MOST-a. 
  2. Firma Dynacon w Toronto była głównym wykonawcą satelity i dostarczyła system stabilizacji, podczas gdy UTIAS (University of Toronto Institute of Aerospace Studies) dostarczyła taniej, lecz entuzjastycznej robocizny magistrantów i doktorantów. W UTIAS mieści się główna stacja kontroli satelity. Dodatkowe stacje są w UBC, Vancouver i w Obserwatorium Uniwersyteckim w Wiedniu. 
  3. Większość orbit słoneczno-synchronicznych to tzw. orbity poranne na godzinie 10:30. Stwierdzono, że statystycznie jest wtedy najmniej chmur na Ziemi pod satelitą i powierzchnia Ziemi jest najlepiej widoczna. 
  4. Pełny opis znajduje się pod: http://www.astro.ubc.ca/MOST/ 
  5. Jest to teleskop Instytutu Maksa Plancka w European Southern Obserwatory w Chile. 
  6. Gwiazdy typu Wolfa-Rayeta są młodymi, masywnymi gwiazdami intensywnie tracącymi materię przez aktywne wiatry gwiazdowe. MOST obserwował kilka z nich w celu charakteryzacji niestabilności w tych wiatrach. 
  7. Nazwę wymyślił obecny PI, prof. Jaymie Matthews. 
  8. Podczas konstrukcji do zasadniczego planu dodane zostały tylko soczewki Fabry. 
  9. W stycznia 2000 r. autor powrócił do Toronto, gdzie został profesorem na Uniwersytecie Torontońskim i dyrektorem David Dunlap Observatory.