国際紫外線探査機

人間の目は、波長がおよそ350ナノメートル（紫）から700ナノメートル（赤）までの光を知覚できます。紫外線は波長がおよそ10ナノメートルから350ナノメートルまでです。紫外線は人体に有害であり、オゾン層によって強く吸収されます。そのため、地上から天体からの紫外線放射を観測することは不可能です。しかし、多くの種類の天体は大量の紫外線を放出します。宇宙で最も高温で質量の大きい恒星は、表面温度が非常に高いため、その光の大部分が紫外線で放出されます。活動銀河核、降着円盤、超新星はすべて強い紫外線を放出し、多くの化学元素は紫外線に強い吸収線を持つため、星間物質による紫外線の吸収は、その組成を研究するための強力なツールとなります。

宇宙時代以前は紫外線天文学は不可能であり、最初の宇宙望遠鏡のいくつかは、これまでアクセスできなかった電磁スペクトルの領域を観測するために設計された紫外線望遠鏡でした。特に成功したものの1つは、 20 cm (7.9インチ)の紫外線望遠鏡を多数搭載した第2軌道天文台( OAO-2 )でした。1968 年に打ち上げられ、主に恒星である 1200 個の天体の最初の紫外線観測を行いました。^{[ 4 ]} OAO-2 の成功は、天文学者にさらに大規模なミッションを検討する動機を与えました。  

最終的にIUEミッションとなった軌道上の紫外線衛星は、1964年にイギリスの天文学者ロバート・ウィルソンによって初めて提案された。^{[ 5 ]}欧州宇宙研究機関（ESRO）は大型天文衛星（LAS）を計画しており、その目的と設計について天文学界から提案を募っていた。ウィルソンは紫外線分光器を提案したイギリスのチームを率いており、彼らの設計は1966年に採用が推奨された。

しかし、管理上の問題とコスト超過により、LAS 計画は 1968 年に中止されました。^{[ 5 ]}ウィルソンのチームは計画を縮小し、ESRO にもっと控えめな提案を提出しましたが、宇宙線衛星が優先されたため、これは選ばれませんでした。軌道上の紫外線望遠鏡のアイデアを諦めるのではなく、彼らは計画を NASA の天文学者レオ・ゴールドバーグに送り、1973 年に計画が承認されました。提案された望遠鏡は、国際紫外線探査機と改名されました。^{[ 5 ] [ 6 ]}

この望遠鏡は、当初から遠隔操作ではなくリアルタイムで運用されるように設計されていました。そのため、静止軌道、つまり周期が恒星日である 23 時間 56 分に等しい軌道に打ち上げられる必要がありました。このような軌道上の衛星は、地球表面の特定の地点から一度に何時間も見えるため、単一の地上局に長時間送信することができます。ハッブル宇宙望遠鏡など、地球軌道上のほとんどの宇宙観測所は、地球表面のごく一部しか一度に見ることができないため、ほとんどの時間を自律的に運用する低地球軌道にあります。たとえば、ハッブルは高度約600 km (370マイル)で地球を周回していますが、静止軌道の平均高度は36,000 km (22,000マイル)です。    

静止軌道は地上局との継続的な通信を可能にするだけでなく、より広い範囲の空を継続的に観測できるという利点もある。地球からの距離が遠いため、衛星から見た地球が空に占める割合は、低軌道から見た場合よりもはるかに小さくなる。

静止軌道への打ち上げは、低地球軌道への打ち上げに比べて、同じ重量のペイロードに対してはるかに多くのエネルギーを必要とします。そのため、望遠鏡は比較的小型でなければならず、主鏡は45 cm (18インチ)、総重量は312 kg (688ポンド)でした。^{[ 7 ]}ハッブル宇宙望遠鏡は、重量が11.1トン、鏡の直径は2.4 m (7フィート 10インチ)です。地上最大の望遠鏡であるグラン・テレスコピオ・カナリアスは、主鏡の直径が10.4 m (34フィート)です。鏡が小さいということは、大きな鏡に比べて集光力と空間分解能が低いことを意味します。         

ミッション開始時の望遠鏡の目標は以下の通りでした。^{[ 8 ]}

• あらゆるスペクトル型の恒星の高解像度スペクトルを取得し、それらの物理的特性を決定する。
• 連星系内部および周辺のガス流を研究するため。
• 低解像度で微弱な星、銀河、クエーサーを観測し、高解像度スペクトルを参照してこれらのスペクトルを解釈する。
• 惑星や彗星のスペクトルを観測するため。
• スペクトルが変化する物体を繰り返し観測するため。
• 星間塵やガスによって引き起こされる星光の変化を研究する。

この望遠鏡は、NASA、ESRO（1975年にESAに改称）、および英国のSERCの共同プロジェクトとして建設されました。SERCは分光器用のビジコンカメラと科学機器用のソフトウェアを提供しました。ESAは宇宙船に電力を供給するための太陽電池アレイと、スペインのビジャフランカ・デル・カスティージョにある地上観測施設を提供しました。NASAは望遠鏡、分光器、宇宙船、打ち上げ施設、そしてメリーランド州グリーンベルトにあるゴダード宇宙飛行センター（GSFC）内の2つ目の地上観測所を提供しました。

プロジェクト設立に関する合意によると、観測時間は参加機関間で配分され、NASAに3分の2、ESAに6分の1、英国のSERCに6分の1が割り当てられる。

望遠鏡の鏡は、双曲面主鏡と副鏡を備えたリッチー・クレチアン式反射望遠鏡でした。主鏡の直径は45cm （18インチ）でした。この望遠鏡は、16分角の視野（太陽または月の見かけの直径の約半分）にわたって高品質の画像が得られるように設計されていました。主鏡はベリリウム製、副鏡は溶融石英製で、これらの材料は軽量性、適度なコスト、そして優れた光学性能を考慮して選ばれました。  

搭載された計測機器は、望遠鏡の指向と誘導に使用される高精度誤差センサー（FES）、高解像度および低解像度の分光器、そして4つの検出器で構成されていた。

2 つの高精度誤差センサー (FES) があり、その最初の目的は、望遠鏡の視野を可視光で画像化することでした。これらは、地球から肉眼で見える星の約 1500 分の14等級までの星を検出することができました。画像は地上局に送信され、そこで観測者は望遠鏡が正しい視野を向いていることを確認し、観測する対象を正確に捕捉しました。観測対象が 14 等級より暗い場合は、観測者は見える星に望遠鏡を向け、対象物の座標から決定された「ブラインド」オフセットを適用しました。ブラインドオフセットの場合、指向精度は一般的に 2秒角より優れていました^{[ 9 ] 。}

FES 取得画像は望遠鏡の唯一の画像撮影機能であり、紫外線観測ではスペクトルのみを記録した。このため、2 つの分光器が装備されていた。これらは短波長分光器 (SWS) と長波長分光器 (LWS) と呼ばれ、それぞれ 115 ～ 200 ナノメートルと 185 ～ 330 nm の波長範囲をカバーしていた。各分光器には高解像度モードと低解像度モードの両方があり、スペクトル分解能はそれぞれ 0.02 nm と 0.60 nm であった。^{[ 10 ]}

分光器は2つの開口部のいずれかで使用できた。大きい方の開口部は視野がおよそ10×20秒角のスロットで、小さい方の開口部は直径約3秒角の円形だった。望遠鏡の光学系の品質は、点光源が約3秒角の大きさに見えるほどだったので、小さい方の開口部を使用するには非常に正確な指向が必要で、必ずしも対象物からの光をすべて捉えられるわけではなかった。そのため、大きい方の開口部が最も一般的に使用され、小さい方の開口部は、広い視野に他の対象物からの不要な放射が含まれる場合にのみ使用された。^{[ 10 ]}

各分光器には2台のカメラがあり、1台は主カメラ、もう1台は主カメラの故障時の予備カメラとして指定されていました。カメラはLWP、LWR、SWP、SWRと名付けられ、Pはプライム、Rは冗長、LW/SWは長波長/短波長を表します。カメラはテレビカメラで、可視光のみに感度があり、望遠鏡と分光器で集められた光はまずUV-可視光変換器に当たります。これはセシウム-テルル陰極で、可視光にさらされても不活性ですが、光電効果によりUV光子が当たると電子を放出します。その後、電子はテレビカメラで検出されます。信号は最大数時間積分され、露光終了後に地球に送信されます。^{[ 7 ]}

IUEは1978年1月26日にフロリダ州ケネディ宇宙センターからソーデルタロケットで打ち上げられた。^{[ 11 ]}トランスファー軌道に投入され、そこから搭載されたロケットによって計画された静止軌道に投入された。軌道は地球の赤道に対して28.6°傾斜しており、軌道離心率は0.24であった。つまり、衛星の地球からの距離は25,669 km (15,950 mi)から45,887 km (28,513 mi)の間で変化した。^{[ 7 ]}地上軌道は当初、西経約70°を中心としていた。    

ミッションの最初の 60 日間は、運用開始期間と指定されました。これは 3 つの主要な段階に分けられました。まず、機器の電源がオンになるとすぐに、IUE は優先度の高い少数の天体を観測し、早期の故障が発生した場合に何らかのデータが取得されていることを確認しました。最初のスペクトルは、打ち上げから 3 日後に較正目的で恒星Eta Ursae Majorisから取得されました。 ^{[ 11 ]}最初の科学観測では、月、火星から天王星までの惑星、Eta Carinaeなどの高温の恒星、 Epsilon Eridaniなどの低温の巨星、ブラックホール候補のCygnus X-1、Messier 81 (M81) やMessier 87 (M87) などの銀河を含む天体が対象となりました。^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

次に、宇宙船システムのテストと最適化が行われました。望遠鏡の焦点が合わせられ、両チャンネルの主カメラと冗長カメラがテストされました。SWR カメラが正常に動作しないことが判明したため、ミッション全体を通して SWP カメラが使用されました。当初、このカメラは大きな電子ノイズに悩まされていましたが、これは打ち上げ後に望遠鏡をアライメントするために使用されたセンサーに起因することが分かりました。このセンサーをオフにすると、カメラは期待どおりに動作しました。^{[ 11 ]}その後、カメラは最高のパフォーマンスを発揮するように調整され、望遠鏡の旋回およびガイド性能が評価され、最適化されました。 ^{[ 17 ]}

最後に、画像品質とスペクトル分解能が研究され特性が明らかにされ、望遠鏡、分光器、カメラの性能が既知の星の観測を使用して較正されました。^{[ 17 ]}これらの3つの段階が完了した後、1978年4月3日に運用の「ルーチン段階」が開始されました。最適化、評価、較正作業は完了には程遠いものでしたが、望遠鏡はルーチン科学観測を開始できるほど十分に理解されていました。^{[ 17 ]}

望遠鏡は運用期間のほとんどにおいて、1日3回の8時間交代制で運用され、2回はメリーランド州のゴダード宇宙飛行センターにある米国の地上局から、1回はマドリード近郊のビジャヌエバ・デ・ラ・カニャーダにあるESAの地上局から行われた。^{[ 19 ]}楕円軌道のため、宇宙船は毎日ヴァン・アレン放射線帯で過ごし、その間は科学観測は背景ノイズの増加に悩まされた。この時間は毎日2回目の米国の交代制で発生し、一般的には較正観測や宇宙船の「ハウスキーピング」、および短時間の露光で実施できる科学観測に使用された。^{[ 20 ]} 1日に2回行われる大西洋を越えた交代には、スペインと米国間の電話連絡による調整が必要だった。交代後に引き継ぐ天文学者は、交代開始時に望遠鏡がどこを向いているかを知ることができないように、観測は両局間で調整されていなかった。これは、観測シフトの開始時に長時間の方向指示操作が必要になる場合があることを意味したが、観測ブロックのスケジュール設定において最大限の柔軟性を可能にした。

データは各科学観測の終了時にリアルタイムで地球に送信された。カメラの読み出しにより768×768ピクセルの画像が形成され、アナログ-デジタル変換器により8ビットのダイナミックレンジが得られた。^{[ 7 ]}その後、データは宇宙船に搭載された6つの送信機のうちの1つを介して地球に送信された。4つはSバンド送信機で、宇宙船の姿勢に関係なく地上に送信できるように宇宙船の周囲に配置された。残りの2つは超高周波（VHF）送信機で、帯域幅は低いが消費電力が少なく、全方向に送信できた。VHF送信機は、宇宙船が地球の影に入り、太陽光発電ではなくバッテリー電源に頼っているときに使用された。^{[ 21 ]}

通常の運用では、観測者は望遠鏡を所定の位置に保持し、観測を繰り返すオプションが必要な場合は、データが送信されるまで約 20 分待つか、次のターゲットに望遠鏡を移動させてから、次のターゲットを観測しながら地球へのデータ送信を開始することができました。送信されたデータは「クイック ルック」目的のみに使用され、完全な較正は後で IUE スタッフによって実行されました。その後、天文学者は処理後約 1 週間後に磁気テープでデータを郵送で受け取りました。観測日から 6 か月の専有期間があり、その間は観測者のみがデータにアクセスできました。6 か月後には、データは公開されました。^{[ 22 ]}

水星を除く太陽系の惑星はすべて観測されました。望遠鏡は太陽から45°以内の空のどの部分にも向けることができず、水星の太陽からの最大角距離は約28°にすぎません。IUEによる金星の観測では、1980年代に金星の大気中の一酸化硫黄と二酸化硫黄の量が大幅に減少したことが示されました。^{[ 24 ]}この減少の理由はまだ完全には解明されていませんが、1つの仮説は、大規模な火山噴火によって硫黄化合物が大気中に注入され、噴火の終息後に減少したというものです。^{[ 25 ]}

ハレー彗星は1986年に近日点に到達し、IUEだけでなく、他の多くの地上および衛星ミッションによって集中的に観測されました。紫外線スペクトルは、彗星が塵とガスを失う速度を推定するために使用され、IUEの観測により、天文学者は、彗星が太陽系内を通過する間に合計3× ^10⁸トンの水が蒸発したと推定することができました。 ^{[ 26 ]}

IUEによる最も重要な成果のいくつかは、高温の恒星の研究から得られた。約10,000 Kを超える温度の恒星は、放射の大部分を紫外線領域で放出するため、可視光でしか研究できない場合、多くの情報が失われてしまう。すべての恒星の大部分は太陽よりも温度が低いが、より高温の恒星には、膨大な量の物質を星間空間に放出する質量が大きく光度の高い恒星や、すべての恒星の大部分の恒星進化の最終段階であり、形成初期には100,000 Kもの温度を持つ白色矮星が含まれる。

IUEは、主系列星の伴星である白色矮星の多くの例を発見しました。この種のシステムの例としてシリウスがあり、可視光波長では主系列星は白色矮星よりもはるかに明るいです。しかし、紫外線では、白色矮星は温度が高いため、放射の大部分をこれらの短い波長で放出するため、同じかそれ以上に明るくなることがあります。これらのシステムでは、白色矮星は元々はより重い星でしたが、進化の後期段階で質量の大部分を放出しました。連星は、軌道運動の観測から星の質量を直接測定する唯一の方法を提供します。したがって、2つの構成要素が恒星進化の非常に異なる段階にある連星の観測は、星の質量と進化の関係を決定するために使用できます。^{[ 27 ]}

太陽の約 10 倍以上の質量を持つ恒星は、強力な恒星風を持っています。太陽は、最大で約750 km/s (470 mi/s)の速度で移動する太陽風によって、年間約 10 ⁻¹⁴太陽質量を失いますが、大質量星は、数千 km/秒の速度で移動する風によって、年間でその 10 億倍もの物質を失う可能性があります。これらの星は数百万年存在し、その間に恒星風によって質量のかなりの部分を持ち去り、超新星爆発を起こすかどうかを決定する上で重要な役割を果たします。 [ ^{28 ]この}恒星の質量損失は、1960 年代にロケット搭載望遠鏡を使用して初めて発見されましたが、IUE によって天文学者は非常に多くの星を観測できるようになり、恒星の質量損失が質量と光度にどのように関係しているかについての適切な研究が初めて可能になりました。^{[ 29 ] [ 30 ]}  

1987年、大マゼラン雲の星が超新星爆発を起こした。SN 1987Aと命名されたこの現象は、地球に最も近い既知の超新星であり、望遠鏡の発明以前の1604年のケプラーの星以来、肉眼で見える最初の超新星であったため、天文学にとって非常に重要な出来事であった。これまでになく超新星を詳細に研究できる機会が得られたことで、主要な天文施設すべてで集中的な観測キャンペーンが開始され、IUEによる最初の観測は超新星の発見から約14時間後に行われた。^{[ 31 ]}

IUEのデータを用いて、理論的には赤色超巨星であると強く予想されていたのに対し、前駆星は青色超巨星であったことが判明した。^{[ 32 ]}ハッブル宇宙望遠鏡の画像は、前駆星を取り囲む星雲を明らかにした。この星雲は、星が爆発するずっと前に失った質量で構成されている。IUEによるこの物質の研究では、窒素が豊富であることが示された。窒素は、太陽よりもはるかに質量の大きい星が放出するエネルギーの大部分を生成する一連の核反応であるCNOサイクルで生成される。 ^{[ 33 ]}天文学者たちは、この星は赤色超巨星であり、青色超巨星に進化して爆発する前に、大量の物質を宇宙に放出したと推測した。

IUEは星間物質（ISM）の調査に広く利用されました。ISMは通常、高温の星やクエーサーなどの背景光源を観測することで観測されます。星間物質は背景光源からの光の一部を吸収するため、その組成や速度を調べることができます。IUEの初期の発見の1つは、天の川銀河が銀河コロナとして知られる広大な高温ガスのハローに囲まれていることでした。^{[ 34 ]}宇宙線や超新星によって加熱された高温ガスは、天の川銀河の平面の上と下に数千光年にわたって広がっています。 ^{[ 35 ]}

IUE データは、遠方の光源からの光が視線に沿った塵によってどのように影響を受けるかを決定する上でも重要でした。ほぼすべての天文観測はこの星間減光の影響を受け、その補正はほとんどの天文スペクトルと画像の解析における最初のステップです。IUE データは、銀河内では星間減光がいくつかの単純な方程式でよく説明できることを示しました。波長による減光の相対的な変化は方向による変化がほとんどなく、吸収の絶対量だけが変化します。他の銀河における星間吸収も同様にかなり単純な「法則」で説明できます。^{[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

IUEは、天文学者の活動銀河核（AGN）に関する理解を飛躍的に深めた。IUEの打ち上げ以前は、既知の最初のクエーサーである3C 273が、紫外線波長で観測された唯一のAGNだった。IUEの登場により、AGNの紫外線スペクトルが広く利用可能になった。

特に注目されたのは、最も明るいセイファート銀河であるNGC 4151でした。IUEの打ち上げ直後から、ヨーロッパの天文学者グループが観測時間を共同で出し合い、この銀河を繰り返し観測して、紫外線放射の時間的変動を測定しました。その結果、紫外線の変動は、可視光や赤外線の波長で観測される変動よりもはるかに大きいことがわかりました。IUEの観測は、銀河の中心にあるブラックホールの研究に使用され、その質量は太陽の5000万倍から1億倍と推定されています。^{[ 39 ]}紫外線放射は数日の周期で変動しており、放射領域はわずか数光日程度の大きさであることを示唆しています。^{[ 23 ]}

クエーサーの観測は銀河間空間の探査に用いられた。地球と特定のクエーサーの間にある水素ガスの雲は、ライマンアルファの波長でクエーサーの放射の一部を吸収する。雲とクエーサーは地球からの距離が異なり、宇宙の膨張によって速度も異なるため、クエーサーのスペクトルには、自身のライマンアルファ放射よりも短い波長に吸収線が「森」のように存在する。IUE以前は、このいわゆるライマンアルファの森の観測は、宇宙の膨張による赤方偏移によって可視光の波長域にまで達する非常に遠方のクエーサーに限られていた。IUEによってより近距離のクエーサーを研究できるようになり、天文学者はこのデータを用いて、近距離宇宙には遠距離宇宙よりも水素雲が少ないことを突き止めた。これは、これらの雲が時間の経過とともに銀河を形成してきたことを示唆している。^{[ 40 ]}

この実験では、IUEに搭載された紫外線分光器パッケージが使用されました。このパッケージは、天体観測が可能な物理的に独立した2つのエシェル分光器/カメラユニットで構成されています。各分光器は、オフアクシス放物面コリメータ、エシェル回折格子、およびエシェル次数を分離してスペクトル表示をイメージコンバータとSECビジコンカメラに焦点を合わせるために使用される球面一次回折格子からなる3要素エシェルシステムでした。各ユニットには予備のカメラが1台ずつありました。カメラユニットは信号を積分することができました。カメラの読み出し/準備サイクルは約20分かかりました。波長校正は、中空陰極比較ランプを使用して行われました。測光校正は、スペクトルフラックスが他の方法で事前に校正された標準星を観測することによって行われました。

両方のエシェル分光器/カメラユニットは、高解像度（0.1オングストローム（Å））または低解像度（6Å）の性能を発揮できた。高解像度と低解像度の両方の機能を実現するため、エシェル回折格子の前に平面鏡を挿入し、球面回折格子のみで分散が行われるようにした。SEC Vidiconは信号を何時間も積分できるため、高解像度モードでは9等級、低解像度モードでは14等級のB0型星について、それぞれ信号対雑音比50のデータを得ることができた。

これらの装置の際立った特徴は、波長範囲でした。一方の装置は、高解像度モードで1192～1924Å、低解像度モードで1135～2085Åの波長範囲をカバーしていました。もう一方の装置では、高解像度モードで1893～3031Å、低解像度モードで1800～3255Åの範囲でした。各装置には、入射口として3秒角の穴または10×20秒角のスロットのいずれかを選択できました。10×20秒角のスロットは共通のシャッターで塞ぐことができましたが、3秒角の開口部は常に開いていました。その結果、2つの開口部構成が可能でした。（1）両方の3秒角の開口部が開いていて、両方の10×20秒角のスロットが閉じている、または（2）4つの開口部すべてが開いている。この装置では、観測者が選択できる観測オプションは、長波長および/または短波長分光器、高解像度または低解像度、および大口径または小口径でした。2つの分光器で同時に露光することはできましたが、それぞれの入射口径は異なり、空で約1分角離れていました。追加の制約として、一度に1つのカメラからしかデータを読み出すことができませんでした。ただし、一方のカメラで露光している間に、もう一方のカメラでデータを読み出すことはできました。高解像度または低解像度の選択は、2つの分光器で独立して行うことができました。^{[ 41 ]}

粒子束モニター実験は、IUE分光器パッケージ実験（NSSDC ID 1978-012A-01）の紫外線センサーの感度に影響を与える捕捉電子束を監視するためにIUEに設置されました。粒子束モニターは、半角16°の円錐視野を持つリチウムドリフトシリコン検出器でした。コリメータの前には0.357 g/cm²のアルミニウム吸収体があり、最小厚さ2.31 g/cm²の真鍮シールドが^ありました。電子測定の実効エネルギー閾値は1.3 MeVでした。この実験は、15 MeVを超えるエネルギーの陽子にも感度がありました。この装置は、バックグラウンド放射線と許容可能なカメラ露光時間を決定するための運用ツールとして使用されました。データは、捕捉放射線束のモニターとしても有用でした。この装置は、ジョンズ・ホプキンス大学応用物理研究所のC. Bostrom博士によって提供されました。その機器は誤った情報を提供していたため、1991年10月4日に電源が切られた。^{[ 42 ]}

IUEアーカイブは、最も頻繁に利用されている天文学アーカイブの1つです。^{[ 44 ]}データはミッション開始時からアーカイブされてお​​り、アーカイブへのアクセスは利用を希望する人なら誰でも無料でできました。しかし、ワールドワイドウェブや高速グローバルデータ伝送リンクが登場するずっと前のミッション初期の頃は、アーカイブにアクセスするには、コロラド大学とGSFCにある2つの地域データ解析施設（RDAF）のいずれかに直接出向く必要がありました。^{[ 45 ]}

1987年、ゴダード宇宙飛行センターのコンピュータにダイヤルインすることで、アーカイブに電子的にアクセスすることが可能になった。当時合計23ギガバイトのデータがあったアーカイブは、大容量記憶装置を介してコンピュータに接続されていた。一度に1人のユーザーがダイヤルインでき、10～30秒で観測データを取得できた。^{[ 46 ]}

ミッションが20年目に入ると、最終アーカイブの計画が立てられました。ミッション全体を通して、較正技術は改良され、データ処理用の最終ソフトウェアは、以前の較正に比べて大幅な改善をもたらしました。最終的に、利用可能な生データ全体がデータ処理ソフトウェアの最終バージョンを使用して再較正され、均一で高品質のアーカイブが作成されました。^{[ 47 ]}現在、このアーカイブは宇宙望遠鏡科学研究所のミクルスキ宇宙望遠鏡アーカイブでホストされており、ワールドワイドウェブとAPIを介して利用できます。^{[ 48 ]}

IUEミッションは、その非常に長い期間と、その寿命のほとんどにおいて天文学者に紫外線のみへのアクセスを提供したという事実により、天文学に大きな影響を与えました。ミッション終了時には、これまでで最も成功し、最も生産的な宇宙観測ミッションとみなされていました。^{[ 3 ]}ミッション終了後も長年にわたり、そのアーカイブは天文学で最も頻繁に使用されるデータセットであり、IUEデータは世界中で250以上の博士課程プロジェクトで使用されています。^{[ 44 ]}現在までに、IUEデータに基づいて4,000近くの査読付き論文が発表されており、その中には史上最も引用された天文学論文も含まれています。IUEデータに基づいて最も引用された論文は、星間赤化の性質を分析したもので、その後5,500回以上引用されています。^{[ 36 ]}

ハッブル宇宙望遠鏡は現在、軌道上で31年（2021年時点）経過しており、その時点でハッブルのデータは1万件近い査読付き論文で使用されています。^{[ 49 ]} 2009年には、宇宙起源分光器がスペースシャトルで打ち上げられた宇宙飛行士によってHSTに設置され、この装置は紫外線スペクトルを記録し、この期間に紫外線観測能力があることを証明しました。焦点が全く異なる別の紫外線宇宙望遠鏡は、 2003年から2013年まで運用された広角撮像宇宙望遠鏡GALEXでした。

HabexやATLAST（ Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope ）といった望遠鏡構想の中には、紫外線観測能力を盛り込んだものもあるが、実現の見込みがあるかどうかは定かではない。2010年代には、多くの望遠鏡プロジェクトが苦境に立たされ、予算削減を名目に閉鎖される可能性のある地上観測所さえあった。