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 写真提供: NASA | |||||||||||||||
| 名前 | グラナット アストロン 2 | ||||||||||||||
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| ミッションタイプ | 天文学 | ||||||||||||||
| オペレーター | ソビエトの宇宙計画 ロスコスモス | ||||||||||||||
| コスパーID | 1989-096A | ||||||||||||||
| SATCAT番号 | 20352 | ||||||||||||||
| Webサイト | 翻訳元 | ||||||||||||||
| ミッション期間 | 8年11ヶ月26日 | ||||||||||||||
| 宇宙船の特性 | |||||||||||||||
| バス | 4MV | ||||||||||||||
| メーカー | NPOラヴォチキン[1] | ||||||||||||||
| 打ち上げ質量 | 約4,400 kg（9,700ポンド） | ||||||||||||||
| ペイロード質量 | 約2,300 kg（5,100ポンド） | ||||||||||||||
| 寸法 | 4.0 × 2.5 m (13.1 × 8.2 フィート) | ||||||||||||||
| 力 | 400ワット | ||||||||||||||
| ミッション開始 | |||||||||||||||
| 発売日 | 1989年12月1日 20:20:00 (UTC) [2] | ||||||||||||||
| ロケット | プロトンK / D-1 [3] | ||||||||||||||
| 発射場 | バイコヌール 200/40 | ||||||||||||||
| ミッション終了 | |||||||||||||||
| 廃棄 | 軌道から外れた | ||||||||||||||
| 最後の連絡 | 1998年11月27日 | ||||||||||||||
| 減衰日 | 1999年5月25日[2] | ||||||||||||||
| 軌道パラメータ | |||||||||||||||
| 参照システム | 地心説[1] | ||||||||||||||
| 政権 | 非常に楕円形 | ||||||||||||||
| 偏心 | 0.92193 | ||||||||||||||
| 近地点高度 | 1,760 キロメートル (1,090 マイル) [4] | ||||||||||||||
| 遠地点高度 | 202,480 キロメートル (125,820 マイル) | ||||||||||||||
| 傾斜 | 51.9度 | ||||||||||||||
| 期間 | 5,880分 | ||||||||||||||
| エポック | 1989年12月1日 | ||||||||||||||
| メイン望遠鏡 | |||||||||||||||
| 名前 | シグマ | ||||||||||||||
| タイプ | コード化されたマスク | ||||||||||||||
| 直径 | 1.2メートル（3.9フィート） | ||||||||||||||
| 焦点距離 | 2.5メートル（8.2フィート） | ||||||||||||||
| 収集エリア | 800 cm 2 (120 平方インチ) | ||||||||||||||
| 波長 | X線からγ線、1～620 pm（2 keV～1.3 MeV） | ||||||||||||||
| 楽器 | |||||||||||||||
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国際天体物理観測所「グラナット」（通常グラナトとして知られる、ロシア語：Гранат、文字通りザクロ）は、フランス、デンマーク、ブルガリアと共同で開発されたソビエト（後にロシア）の宇宙観測所である。1989年12月1日にプロトンロケットで打ち上げられ、非常に偏心した4日間の軌道に乗せられ、そのうち3日間は観測に充てられた。ほぼ9年間運用された。
1994年9月、ほぼ5年間の有向観測の後、姿勢制御用のガス供給が枯渇し、観測所は非有向観測モードに移行した。送信は最終的に1998年11月27日に停止した。[3]
7つの異なる機器を搭載したグラナットは、X線からガンマ線までのエネルギーで宇宙を観測するように設計されました。その主要機器であるSIGMAは、硬X線と軟ガンマ線の両方の源を撮影することができました。PHEBUS機器は、ガンマ線バーストやその他の一時的なX線源を研究するためのものでした。ART-Pなどの他の実験は、35から100keVの範囲のX線源を撮影することを目的としていました 。機器の1つであるWATCHは、空を継続的に監視し、新しいまたは興味深いX線源を他の機器に警告するように設計されました。ART-S分光計はX線のエネルギー範囲をカバーし、KONUS-BとTOURNESOLの実験はX線とガンマ線の両方のスペクトルをカバーしました。
宇宙船
グラナートは3軸安定化宇宙船であり、ラヴォチキン科学生産協会によって製造された4MVバスの最後のものである。1983年から1989年まで稼働していたアストロン観測所に似ていたため、当初はアストロン2と呼ばれていた。重量は4.4トンで、約2.3トンの国際的な科学機器を搭載していた。グラナートの高さは6.5メートルで、太陽電池パネルの全幅は8.5メートルであった。科学機器に供給された電力は約400 ワットであった。[1]
打ち上げと軌道
宇宙船は1989年12月1日、カザフスタン共和国のバイコヌール宇宙基地からプロトンKロケットで打ち上げられた。当初の遠地点/近地点はそれぞれ202,480 km/1,760 km、軌道傾斜角は51.9度で、98時間の非常に偏心した軌道に配置された。 [4]これは、太陽と月の摂動によって軌道傾斜角が大幅に増加する一方で離心率は減少することを意味し、グラナートが1994年9月に指向性観測を完了した時点では軌道はほぼ円形になっていた。（1991年までに近地点は20,000 kmに増加し、1994年9月までに遠地点/近地点は59,025 km/144,550 km、軌道傾斜角は86.7度であった。）
4日間の軌道のうち3日間は観測に費やされました。[8] 9年以上の軌道上滞在の後、観測所は1999年5月25日にようやく地球の大気圏に再突入しました。 [2]
計装
シグマ
硬X線および低エネルギーガンマ線SIGMA望遠鏡は、CESR（トゥールーズ）とCEA（サクレー）の共同研究で開発された。35～1300 keVのエネルギー範囲をカバーし、 [5]有効面積は800 cm 2、最大感度視野は約5°×5°である。最大角度分解能は15分角であった。[9]エネルギー分解能は511 keVで8%であった。[8]その画像化機能は、アンガーカメラ原理に基づくコード化マスクと位置感度検出器の組み合わせから生まれた。[3]
アートP
ART-P X線望遠鏡はモスクワのIKIが担当した。この装置は、画像化では4～60 keV、分光とタイミングでは4～100 keVのエネルギー範囲をカバーした。ART-P望遠鏡には4つの同一のモジュールがあり、それぞれ位置感度マルチワイヤ比例計数管（MWPC）とURAコード化マスクで構成されていた。各モジュールの有効面積は約600 cm 2で、 1.8°×1.8°の視野を生成した。角度分解能は5分角、時間分解能とエネルギー分解能はそれぞれ6 keVで3.9 ミリ秒と22%であった。[6]この装置は、8時間の露出でかに星雲源の0.001（= 1「mCrab」）の感度を達成した。最大時間分解能は4ミリ秒であった。[3] [8]
アート
ART-S X線分光計もIKIによって製造され、3～100keVのエネルギー範囲をカバーしています。視野は2°×2°です。この装置は分光MWPCをベースにした4つの検出器で構成されており、有効面積は10keVで2,400cm2、100keVで800cm2です。時間分解能は200マイクロ秒でした。[3]
フェブス
PHEBUS 実験は、100 keV から 100 MeV の範囲の高エネルギー過渡現象を記録するためにCESR (トゥールーズ)によって設計された。これは 2 つの独立した検出器とそれに関連する電子機器から構成される。各検出器は、直径78 mm、厚さ 120 mm のビスマスゲルマニウム酸(BGO) 結晶で構成され、プラスチック製の反同時計数ジャケットで囲まれている。2 つの検出器は、4 πステラジアンを観測するように宇宙船上に配置されている。バースト モードは、0.1 から 1.5 MeV のエネルギー範囲でのカウント レートが 0.25 秒または 1.0 秒のいずれかでバックグラウンド レベルを 8シグマ超えるとトリガーされる。116 のエネルギー チャネルがあった。[3]
時計
1990 年 1 月から、デンマーク宇宙研究所が設計した 4 台の WATCH 装置がグラナート天文台で運用されていました。これらの装置は、回転変調コリメータを使用して、6 ～ 180 keV の範囲の明るい光源を 0.5° 以内で特定できました。これら 3 つの装置の視野を合わせると、空の約 75% をカバーしました。エネルギー分解能は、60 keV で 30% FWHMでした。静穏時には、2 つのエネルギー帯域 (6 ～ 15 keV と 15 ～ 180 keV) のカウント レートが、搭載コンピュータのメモリの空き状況に応じて 4、8、または 16 秒間蓄積されました。バーストまたは過渡的なイベント中は、 36 のエネルギー チャネルあたり 1 秒の時間分解能でカウント レートが蓄積されました。[3]
KONUS-B
KONUS-B 装置は、サンクトペテルブルクのヨッフェ物理技術研究所によって設計され、 10 keV から 8 MeV のエネルギーの光子に反応する、宇宙船の周囲に分散された 7 つの検出器で構成されていました。これらの検出器は、 Be入射窓の後ろにある、直径 200 mm、厚さ 50 mm のNaI (Tl)シンチレータ結晶で構成されていました。側面は 5 mm の厚さの鉛層で保護されていました。バースト検出閾値は、バースト スペクトルと立ち上がり時間に応じて、1 平方メートルあたり 500 ～ 50マイクロジュール(5 × 10 -7～ 5 × 10 -8 erg/cm 2 ) でした。スペクトルは2 つの 31 チャンネル パルス高分析装置(PHA) で取得され、最初の 8 つは 1/16 秒の時間分解能で測定され、残りはカウント レートに応じて可変時間分解能で測定されました。分解能の範囲は 0.25 ～ 8 秒でした。
KONUS-B 装置は 1989 年 12 月 11 日から 1990 年 2 月 20 日まで稼働した。この期間、実験の稼働時間は 27 日間であった。約 60 回の太陽フレアと 19 回の宇宙ガンマ線バーストが検出された。[3]
トゥルヌソル
フランスのTOURNESOL装置は、比例計数管4台と光検出器2台で構成されていた。比例計数管は、6°×6°の視野で2keVから20MeVの光子を検出した。可視検出器の視野は5°×5°であった。この装置は、高エネルギーバースト源の光学的対応物を探すとともに、高エネルギーイベントのスペクトル分析を行うように設計された。 [3]
科学的な成果
グラナットは最初の4年間の集中観測で、銀河中心の深部画像と分光、ブラックホール候補の広帯域観測、 X線新星に重点を置いて、多くの銀河系および銀河系外のX線源を観測しました。1994年以降、観測所は調査モードに切り替えられ、40～200keVのエネルギー帯域で高感度の全天調査を実施しました。
ハイライトの一部は次のとおりです:
- 銀河中心領域の非常に深い画像（500万秒以上）[10]
- 銀河系マイクロクエーサー1E1740-294とX線新星むし座A星からの電子陽電子消滅線の発見。[7]
- ブラックホール候補のスペクトルと時間変動の研究。[7]
- 8年間の観測で、グラナットはブラックホールや中性子星の候補となる約20個の新しいX線源を発見した。そのため、それらの名称は「GRANAT源」を意味する「GRS」で始まる。[8]例としては、GRS 1915+105 （銀河系で最初に発見されたマイクロクエーサー）やGRS 1124-683がある。[8] [9]
ソ連崩壊の影響
ソ連崩壊後、プロジェクトには2つの問題が生じた。1つ目は地政学的な問題である。宇宙船の主要管制センターはクリミア地域のエフパトリア施設に設置されていた。この管制センターはソ連の宇宙計画において重要な位置を占め、70mのRT-70パラボラアンテナを備えた国内2カ所のうちの1つであった。ソ連崩壊によりクリミア地域は新たに独立したウクライナの一部となり、管制センターはウクライナ国家の管理下に置かれ、新たな政治的ハードルが生じた。[1]
しかし、最も重要かつ緊急の問題は、ソ連崩壊後のロシアの財政難の中で宇宙船の継続的な運用を支える資金を見つけることだった。フランス宇宙機関は、すでにこのプロジェクトに（科学的にも財政的にも）多大な貢献をしており、継続的な運用に直接資金を提供することを引き受けた。[1]
参照
参考文献
この記事には、アメリカ航空宇宙局 のウェブサイトまたは文書からのパブリック ドメインの資料が組み込まれています。
- ^ abcde 「Granat X-ray and Gamma-ray Observatory」。アメリカ科学者連盟。2007年2月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年12月6日閲覧。
- ^ abc 「1999年再突入」(PDF) 。The Aerospace Corporation、軌道上および再突入デブリ研究センター。 2005年1月22日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2007年12月6日閲覧。
- ^ abcdefghi 「GRANAT」。 NASA ヒーアーク。2007 年 12 月 5 日に取得。
- ^ abc (ロシア語) NG Kuleshova、ID Tserenin、AI Sheikhet、NPO Lavochkin、Orbital Astrophysical Observatory "Granat": Problems of Control Archived 2007-10-31 at the Wayback Machine、Zemlya i Vselennaya、1994、第2号。ここでは20行の表から4行のみを使用しています。
- ^ ab Mandrou P、Jourdain E. 他「GRANAT 搭載 SIGMA による 2 年間の観測の概要」、A&A Supplement Series、1993 年、第 97 号。
- ^ ab Molkov, SV, Grebenev, SA, Pavlinsky, MN, Sunyaev. 「GRANAT/ART-P による GX3+1 の観測: タイプ I X 線バーストと持続放出」、1999 年 3 月。4 ページ。arXiv e-Print (astro-ph/9903089v1)。
- ^ abcdef 「The Granat Satellite」。NASA HEASARC Imagine the Universe!。2014年5月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年12月5日閲覧。
- ^ abcdef 「国際天体物理観測所「GRANAT」」IKI RAN . 2007年12月5日閲覧。
- ^ ab MG Revnivtsev、RA Sunyaev、MR Gilfanov、EM Churazov、A. Goldwurm、J. Paul、P. Mandrou、JP Roques「GRANAT 天文台の SIGMA 望遠鏡による硬 X 線天文調査」(2004) Astronomy Letters、vol. 30、p.527-533
- ^ 「SIGMA Telescope」IKI RAN . 2008年5月25日閲覧。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズのグラナット（宇宙観測所）に関連するメディア- GRANAT天文台の公式ホームページ: 英語 ロシア語
- NASA の HEASARC – 観測所 – グラナット
- 宇宙百科事典: この日
- グローバル望遠鏡ネットワーク: グラナト
- グンターの宇宙ページ: グラナット (アストロン 2)