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 小型天文衛星3号 | |
| 名前 | エクスプローラー53 SAS-C 小型天文衛星3号 |
|---|---|
| ミッションタイプ | X線天文学 |
| オペレーター | 米航空宇宙局（NASA） |
| コスパーID | 1975-037A |
| SATCAT番号 | 07788 |
| ミッション期間 | 4年 |
| 宇宙船の特性 | |
| メーカー | APL · ジョンズ・ホプキンス大学 |
| 打ち上げ質量 | 196.7 kg (434 ポンド) |
| 力 | 65.0ワット |
| ミッション開始 | |
| 発売日 | 1975年5月7日 22:45:01 UTC |
| ロケット | スカウト F-1 (S194C) |
| 発射場 | サンマルコプラットフォーム |
| ミッション終了 | |
| 減衰日 | 1979年4月9日 |
| 軌道パラメータ | |
| 参照システム | 地球中心 |
| 政権 | 低軌道 |
| 近地点高度 | 509.00 km (316.28 マイル) |
| 遠地点高度 | 516.00 km (320.63 マイル) |
| 傾斜 | 3.00° |
| 期間 | 94.90分 |
| 革命No. | 21935 |
小型天文衛星3号（SAS 3 、打ち上げ前はSAS-Cとも呼ばれた）（エクスプローラー53）は、NASAの X線天文学 宇宙望遠鏡であった。[1] 1975年5月7日から1979年4月9日まで機能した。4つの実験を搭載し、X線範囲をカバーした。ジョンズ・ホプキンス大学 応用物理学研究所（APL）によって構築されたこの衛星は、 MITの宇宙研究センター（CSR）によって提案および運用された。ケニアのマリンディ近郊にあるイタリアのサンマルコプラットフォーム（ブロリオ宇宙センター）からスカウトビークルで打ち上げられ、低地球、ほぼ赤道軌道に投入された。NASAのエクスプローラープログラムの一部として、エクスプローラー53としても知られていた。[2]
宇宙船は、公称回転、つまり Z 軸の安定性を確立するために使用された運動量ホイールで 3 軸安定化されていました。Z 軸の向きは、地球の磁場と相互作用する磁気トルク コイルを使用して、数時間にわたって変更できました。太陽電池パネルは、各軌道の昼間部分にバッテリーを充電するため、SAS 3 には、テープ レコーダー、バッテリー、および軌道抵抗の寿命を超えて寿命を制限する消耗品が実質的にありませんでした。宇宙船は通常、回転モードで動作し、95 分の軌道で 1 回転するため、 Y 軸に沿って監視するLED、チューブ、スラット コリメータ実験は、ほぼ継続的に空を観測およびスキャンできます。回転を停止することもでき、Y 軸の機器で選択したソースを長時間 (最大 30 分) 集中観測できます。データは磁気テープ レコーダーによって機内に記録され、各軌道のステーション通過中に再生されました。[3]
SAS 3 はメリーランド州グリーンベルトにあるNASAゴダード宇宙飛行センター(GSFC)から指揮されましたが、データは科学的分析のためにモデムで MIT に送信され、そこでは科学および技術スタッフが 24 時間勤務していました。各軌道からのデータは、次の軌道ステーションが通過する前に MIT でクイックルック科学的分析にかけられたため、MIT から GSFC への電話指示によって科学運用計画を変更し、ほぼリアルタイムでターゲットを調査することができました。
打ち上げ
宇宙船は、アフリカのケニア沖のサンマルコ・プラットフォームから、ほぼ円形の赤道付近の軌道に打ち上げられた。この宇宙船には、銀河系外実験装置、銀河系モニター実験装置、スコーピオ・モニター実験装置、銀河系吸収実験装置の4つの機器が搭載されていた。軌道構成では、宇宙船の高さは145.2cm (57.2インチ)、端から端までの寸法は470.3cm (185.2インチ)であった。4つの太陽電池パドルが12セルのニッケルカドミウム電池と組み合わせて使用され、軌道全体に電力を供給した。宇宙船はZ軸に沿って安定しており、約0.1°/秒で回転した。スピン軸の向きの変更は、地上からのコマンドによって、遅延またはリアルタイムで行われた。宇宙船は、選択した光源を横切ってX軸に沿って0.01°/秒で±2.5°前後に移動させることができた。実験では宇宙船のZ軸に沿って、それに垂直に、そして斜めに観測した。[4]
目的
このミッションの主な科学的目的は次のとおりです。
- 明るいX線源の位置を15秒角の精度で特定します。
- 0.1～55 keVのエネルギー範囲で選択された線源を研究します。
- X 線新星、フレア、その他の一時的な現象を空で継続的に探索します。
エクスプローラー53号（SAS-C）は、天球上のX線、ガンマ線、紫外線、その他のスペクトル領域で放射する源を調査することを目的とした小型宇宙船であった。エクスプローラー53号の主な任務は、個別の銀河系外源のX線放射を測定し、0.2～60keVの銀河系X線源の強度とスペクトルを監視し、スコーピオX-1のX線強度を監視することであった。[5]
実験
銀河系外実験 (EGE)
この実験では、非常に弱い銀河系外 X 線源の位置を判定しました。この装置は、衛星の回転軸の方向の周囲 100 平方度の空の領域を観測しました。1 年間の研究の公称ターゲットは、(1)おとめ座銀河団(4 か月間)、(2) 銀河赤道 (2 か月間)、(3)アンドロメダ星雲(3 か月間)、(4)マゼラン雲(3 か月間) でした。この装置は、2.5分角と 4.5 分角の半値全幅(FWHM)変調コリメータ1 台と、1.5 keV から 10 keV のエネルギー範囲にわたって感度のある比例計数管で構成されていました。各コリメータの有効面積は約 225 cm 2でした。アスペクト システムにより、コリメータの方向に関する情報が 15 秒角の精度で提供されました。[6]
銀河吸収実験 (GAE)
星間物質の密度と分布は、銀河の緯度の関数として低エネルギー拡散X線背景の強度の変化を測定することによって決定されました。0.1 ～0.4keVおよび0.4～1.0keVのエネルギー範囲には1マイクロメートルのポリプロピレン製ウィンドウ比例計数管が使用され、0.3～0.5keVのエネルギー範囲は2マイクロメートルのチタン製ウィンドウ計数管でカバーされました。さらに、1.0～10keVのエネルギー範囲には2つの1mmベリリウム製ウィンドウ計数管が使用されました。この実験のコリメータの視野は、1マイクロメートル計数管では3°、2mm計数管では2°、1mm計数管では2°でした。[7]
銀河モニター実験 (GME)
この実験の目的は、銀河のX線源を15秒角まで特定し、これらの源の強度変化を監視することでした。源の位置は、銀河赤道の公称2か月の観測中に、銀河系外実験の変調コリメータを使用して決定されました。X線天空の監視は、3つのスラットコリメータを使用して達成されました。1つのコリメータ（1° x 70° FWHM）は衛星の赤道面に垂直に配置され、他の2つのコリメータ（それぞれ0.5° x 45° FWHM）は最初のコリメータの30°上と30°下に配置されました。各コリメータの後ろの検出器は比例計数管で、1.5～13 keVに感度があり、有効面積は約100 cm 2です。1.0°コリメータには、同じ面積で8～50 keVに感度のある追加の計数管がありました。衛星がZ軸を中心に4分/秒の安定した回転で回転しているとき、任意のソースに対して3本の位置線が得られました。[8]
スコーピオモニター実験 (SME)
12°×50° FWHM のスラットコリメータは、その長軸が衛星の回転軸に垂直になるように配置されており、天空の特定の点を約 25% の回転にわたって監視できます。このコリメータは、衛星の赤道面に対して 31° 傾けられており、Z 軸がおとめ座銀河団に向けられている間にさそり座 X-1 が観測されます。この実験で使用された検出器は、1 mm のベリリウム窓を備えた比例計数管です。エネルギー範囲は 1.0 ～ 60 keV で、有効面積は約 40 cm 2でした。[9]
研究結果
SAS 3 は、その柔軟性と迅速な応答性により、特に生産性が高くなりました。最も重要な成果は次のとおりです。
- ANSによる最初のX線バースターの発見から間もなく、SAS 3によるバースト源の集中的な発見期間が続き、有名なラピッドバースター[10] MXB1730-335 [11] [12]を含む約12の追加オブジェクトの発見と特性評価につながりました。これらの観測により、バーストX線源が中性子星連星系であることが確立されました。
- RMC は、銀河面近くの混雑した領域でも光学観測所による追跡によって X 線/光学対応物を確立できるほど十分に正確な X 線位置を定期的に提供した最初の装置でした。約 60 の位置が 1 分角以下の精度で取得されました。その結果得られた源の識別は、X 線天文学を恒星天体物理学の本体に結び付けるのに役立ちました。
- 過渡中性子星/ Be星連星4U 0115+63の3.6秒の脈動の発見[13]により、その軌道が決定され、その強い磁場内でサイクロトロン吸収線が観測されました。その後、多くのBe星/中性子星連星がX線放射体として発見されました。
- HZ 43（孤立した白色矮星）[14]、アルゴル、およびX線で観測された最初の高磁気白色矮星連星系であるAM Her [ 15]からのX線放射の発見。
- 球状星団の中心付近にX線源が頻繁に存在することが判明しました。
- X線放射によるQSOの最初の識別。
- 軟X線装置により、0.10-28keVの拡散強度は中性水素柱密度と一般的に逆相関関係にあることが確認され、前景の銀河系星間物質による外部拡散源の吸収が示唆された。[16]
SAS 3 の主任研究者は、MIT の教授であるGeorge W. Clark、Hale V. Bradt、Walter HG Lewinでした。その他の主な貢献者は、Claude R. Canizares教授、Saul Rappaport教授、Jeffrey A. Hoffman博士、George Ricker 博士、Jeff McClintock 博士、Rodger Doxsey 博士、Garrett Jernigan 博士、Lynn Cominsky 博士、John Doty 博士、および多数の大学院生を含むその他多数でした。
参照
参考文献
- ^ Annual Review of Astronomy and Astrophysics、「X 線天文学ミッション」、H. Bradt、T. Ohashi、K. Pound、第 30 巻、391 ページ以降 (1992)
- ^ HEASARC GSFC、2009年10月17日閲覧 ミッション概要
- ^ W. Mayer 1975、APL Tech Digest、14、14。
- ^ 「軌道：エクスプローラー53号（SAS-C）1975-037A」NASA。2021年10月28日。 2021年11月18日閲覧。
この記事には、パブリック ドメインであるこのソースからのテキストが組み込まれています。
- ^ 「ディスプレイ：エクスプローラー53（SAS-C）1975-037A」NASA。2021年10月28日。 2021年11月18日閲覧。 この記事には、パブリック ドメインであるこのソースからのテキストが組み込まれています。
- ^ 「実験：銀河系外実験（EGE）」NASA。2021年10月28日。 2021年11月18日閲覧。 この記事には、パブリック ドメインであるこのソースからのテキストが組み込まれています。
- ^ 「実験：銀河吸収実験（GAE）」NASA。2021年10月28日。 2021年11月18日閲覧。 この記事には、パブリック ドメインであるこのソースからのテキストが組み込まれています。
- ^ 「実験：銀河モニター実験（GME）」NASA。2021年10月28日。 2021年11月18日閲覧。 この記事には、パブリック ドメインであるこのソースからのテキストが組み込まれています。
- ^ 「実験：スコーピオモニター実験（SME）」NASA。2021年10月28日。 2021年11月18日閲覧。 この記事には、パブリック ドメインであるこのソースからのテキストが組み込まれています。
- ^ HEASARC ラピッドバースター ラピッドバースターの光度曲線
- ^ ルーウィン、WHG 他; アストロフィズス・ジャーナル・レット; 209, L95−L99 (1976)
- ^ HL Marshall他; 「SAS 3 による急速バースター /MXB 1730-335 の観測結果のさらなる分析」、Astrophysical Journal、第 1 部、第 227 巻、1979 年 1 月 15 日、555-562 ページ。
- ^ L. Cominsky他; 「4U0115+63 からの 3.6 秒 X 線脈動の発見」、Nature 273、367-369 (1978 年 6 月 1 日); doi :10.1038/273367a0
- ^ ハーン、DR他 1976年、天体物理学ジャーナル（レター）、第203巻、L21
- ^ ハーン、リチャードソン、クラーク、1976、「SAS-3 による AM Her = 3U1809+50 の観測」、BAAS、第 8 巻、p.512
- ^ 「SAS 3 による軟 X 線背景の調査」、FJ Marshall および GW Clark、「Astrophysical Journal」、第 1 部 (ISSN 0004-637X)、第 287 巻、1984 年 12 月 15 日、633-652 ページ。
出典
- 「HEASARC: 観測所 - 第3小型天文衛星 (SAS-3)」NASA。2004年1月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年3月3日閲覧。
- SAS（小型天文衛星）、インターネット科学百科事典