Page pour l`impression

Projekt satelity CoRoT
Satelita umieszczony na orbicie o wysokości 896
km, na którym umieszczony jest teleskop mogący
przez bardzo długie okresy obserwować, w sposób
ciągły, liczne gwiazdy i mierzyć zmiany ich blasku z
nadzwyczajną dokładnością.
CoRoT zostanie wyniesiony na orbitę w 2006 roku i
będzie prowadził badania pionierskie, bo będzie mógł
wykrywać zjawiska wcześniej nie znane i obiekty
nigdy wcześniej nie obserwowane.
Dwa zasadnicze cele naukowe satelity CoRoT to:
"Zobaczyć" wnętrza gwiazd odkrywając i
badając ich oscylacje metodami sejsmologii.
Poszukiwać planet poza Układem Słonecznym
rejestrując ich tranzyty czyli przejścia na tle
gwiazdy, wokół której krążą.
W tym celu satelita mierzy, przez bardzo długie
okresy czasu i z bardzo dużą precyzją, zmiany blasku
wybranych gwiazd.
Logo satelity CoRoT i plakat wykonany przez Patrice
Amoyel
W czasie swej misji CoRoT ma zebrać wyjątkową
Podziękowania : CNES
ilość bardzo precyzyjnych danych na temat
najdrobniejszych zmian blasku tysięcy gwiazd. Jego drugim podstawowym zadaniem będzie wkład w
zrozumienie wielu innych problemów oraz badanie licznych zjawisk, których obecność można wykryć właśnie
dzięki zmianom w blasku gwiazd.
Skrót CoRoT (Convection, Rotation, Transits) pochodzi od nazwy trzech podstawowych
zjawisk jakie satelita ma pomóc zrozumieć to znaczy: konwekcji, rotacji i tranzytów (czyli
przejść) egzoplanet.
Satelita
CoRoT to trzecia z, wybranych w 2000 roku, części
programu "małe misje CNES". Satelita zostanie
wyniesiony w 2006 roku przez rakierę Sojuz.
Komunikowanie się z satelitą i jego kontrolę
zapewni "obsługa naziemna" z CNES w Tuluzie.
W 1993 roku Centre National d'Etudes Spatiales
(CNES) ogłosił program małych misji. Dotyczy on
satelitów średnich rozmiarów, o wadze poniżej 600
kg, wykorzystujących platformę PROTEUS, mogących
wykonywać ewolucje na orbicie i takich, które (z
założenia) powinny poruszać się na niskich orbitach.
Ich koszt (częściowo pokrywany przez CNES) nie
powinien przekraczać 50 milionów euro.
CoRoT został wybrany jako trzecia misja tego
programu, po misjach JASON 1, wystrzelonej w
grudniu 2001 oraz CALYPSO, która powinna być
wystrzelona pod koniec 2005.
Popatrzmy na schemat satelity CoRoT pod różnymi kątami.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie/ UFE
ustanowiony zbudowany Satelita składa się z jednego tylko instrumentu, fotometrycznego teleskopu,
zamontowanego na platformie PROTEUS. Jego parametry są zgodne z parametrami "minisatelity".
Podstawowe parametry satelity CoRoT
Masa
między 570 a 630 kg
Masa użytkowa
około 270 kg
Długość
4100 mm
Średnica
1984 mm
Moc elektryczna
380 W
Dokładność celowania na niebie 0.5 arcsec
Telemetria
900 Mbit/dzień
Pojemność pamięci masowej
2 Gbit
Drobne ruchy
120 m/s
Czas trwania misji
2.5 lat minimum
Platforma PROTEUS
Platforma PROTEUS (Plateforme Reconfigurable
pour l'Observation, pour les Télécommunications et
les Usages Scientifiques), przewidziana dla satelitów
o masie (w momencie wynoszenia na orbitę) około
500 kg, jest zbudowana przez Société Alcatel Space
Industries, w Cannes (Francja). Masa satelity COROT
będzie wynosiła w momencie startu między 570 a 630
Kg.
PROTEUS
Platforma Proteus, sześcian o boku 1 m, powstaje
dla satelity CoRoT w ALCATEL w Cannes.
Spełnia
wszelkie
warunki
konieczne
do
funkcjonowania satelity w kosmosie. Zapewnione
będą:
Kontrola trajektorii, dzięki złożonemu
systemowi sprawdzania położenia
Dostarczanie energii elektrycznej, dzięki
bateriom słonecznym
Komunikowanie się z Ziemią, dzięki antenie
Platforma PROTEUS
Podziękowania : CNES / Alcatel / Obserwatorium Paryskie
Rakieta
Lista możliwych wyrzutni dla « małej misji » jest
ograniczona. Przede wszystkim chodzi o koszty, ale
także o rozmiary i wykonalność.
Wystrzelanie rakiety Sojuz z Bajkonuru
Podziękowania : CNES / STARSEM
Najczęściej wykorzystywano na świecie rakietę SOJUZ. Może wynieść na orbitę 7,5 tony. Ma 49 m długości
i waży około 310 ton.
Jej pierwszy stopień składa się z czterech odrzucanych rakiet nośnych o długości 19,8 m,
napędzanych silnikami na paliwo ciekłe (kerosen i tlen). Ich siła ciągu to 102 tony na każdą rakierę.
Drugi stopień to dwustopniowa, centralna rakieta nośna o długości 28 m. Jej siła ciągu to 96 ton.
Trzeci stopień, o długości 8,1 m i średnicy 2,66 m, ma siłę ciągu 30 ton.
Przy starcie pierwszy i drugi stopień odpalają jednocześnie.
Wyrzutnią dla satelity CoRoT będzie jedna z wersji rakiety Sojuz, produkowanej w Samarze przez
STARSEM , które zapewnia sprzedaż, marketing i eksploatację. qui en assure la commercialisation et
l'exploitation.
Akcjonariuszami Starsem są Arianespace, EADS, Rosyjska Agencja Aeronautyczna i Kosmiczna oraz
Centrum Kosmiczne w Samarze.
Wystrzelenie będzie miało miejsce z kosmodromu Bajkonur w Kazachstanie.
Obsługa naziemna
"Dział
Obsługi
Naziemnej"
grupuje
całość
naziemnych poczynań potrzebnych do odbierania
informacji wymienianych z satelitą i do przetwarzania
zebranych danych.
Na Ziemi
W skład tego działu wchodzą:
Naziemne stacje - główna i pomocnicza- do
wysyłania i odbierania danych
Centrum Kontroli CoRoT (CCC), które
przekazuje do satelity wszystkie informacje
Sieć przekazywania danych
Centrum Misji CoRoT (CMC), które
przygotowuje obserwacje ( ciąg danych
przekazywanych w górę), przetwarza
informacje otrzymane od satelity (ciąg danych
spływający z góry) i w końcu zamienia pierwsze
wyniki w dane naukowe.
Centrum Danych CoRoT' (CDC) zajmuje się
jakością ostatecznych danych i ich
rozprowadzaniem wśród społeczności naukowej
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Centrum danych satelity CoRoT
Główna stacja naziemna
Główna stacja naziemna zapewnia łączność między
pokładem satelity a Ziemią, to znaczy: zdalne
przekazywanie tele-poleceń do satelity, odbiór
danych (telepomiary) pochodzących od satelity i
przesyłanie, w czasie rzeczywistym, do Centrum
Kontroli
CoRoT,
wszystkich
informacji"nadzwyczajnych",
zwłaszcza
żywotnie
zagrażających wykonywanej misji.
Stacja główna wchodzi w skład sieci stacji ICONES.
Obecnie sieć składa się z dwu stacji - w Kirunie i
Aussaguel. Opracowują programy PROTEUS i Myriade.
Dotyczy to stacji automatycznych pasma S w
standardzie CCSDS, wyposażonych w antenę o
średnicy 3 m i zdalnie zarządzanej przez centra
kontroli.
Pomocnicza stacja naziemna
Obsługa naziemna to wiele osób w rozrzuconych po całym
świecie. W Centrum Misji, Centrum Kontroli, w sieci
komunikowania się, w głównej stacji naziemnej oraz w stacji
pomocniczej.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / CNES / LESIA
Na Ziemi znajduje się też, w Brazylii, operacyjna
stacja
pomocnicza.
Jej
zadaniem
będzie
"pomnażanie", multiplikowanie związków satelita/Ziemia (czyli kominikacja z satelitą) w fazach kalibracji i
wdrażań, oraz pomnażanie objętości danych naukowych w fazie obserwacji.
Ta stacja, znajdująca się w Natal, została oddana do dyspozycji przez kooperanta brazylijskiego, a będzie
takiego samego typu jak podobna do niej, ale działająca dla CONES (umożliwiająca współpracę z platformą
PROTEUS).
Dystrybucja danych
Zatwierdzone dane naukowe są oddane do dyspozycji przez sieć internetu. Znajdują się w archiwum
projektu, w IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale), który to Instytut mieści się w kampusie uniwersyteckim
Orsay w regionie paryskim . Społeczność naukowców związanych z satelitą CoRoT korzysta z
uprzywilejowanego dostępu do danych przez jeden rok.
Potem dane będą przesłane do Centrum Danych Astronomicznych w Strasburgu. Zapewniony zostanie szeroki
do nich dostęp, czyli wszystkie narzedzia Wirtualnego Obserwatorium bedą mogły z nich korzystać.
Teleskop
CoRoT powinien mierzyć,
dokładnością, zmiany światła
gwiazd.
z
bardzo dużą
docierającego od
Wszelkie zaburzenia intensywności, czyli jasności,
spowodowane przez sam instrument, czy też przez
kosmiczne otoczenie, powinny być minimalizowane.
Dotyczy to w szczególności poświaty wytwarzanej
przez Ziemię.
Te ograniczenia wyznaczają założenia optyczne
instrumentu.
CoRoT to teleskop o średnicy 27 cm pracujący w
dziedzinie światła widzialnego, który zbiera i skupia
fotony oraz tworzy obraz nieba na detektorach
zainstalowanych w bloku ogniskowym.
Schemat satelity CoRoT
Kaseta
z
oprzyrządowaniem
zawiera całe
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
wyposażenie elektroniczne potrzebne do działania
instrumentu oraz komputer pokładowy do przetwarzania danych.
Zasada działania teleskopu
Zadaniem teleskopu CoRoT jest zbieranie i skupianie fotonów.
Pozaogniskowy kolektor składa się z dwu zwierciadeł zastosowanych w "układzie
pozaogniskowym", co redukuje rozmiar padającej wiązki światła o czynnik 9.
Pozwala ponadto otrzymać jednorodny obraz w całym polu widzenia.
Wiązka jest następnie przejmowana przez 1200 mm obiektyw dioptryczny o światłosile f/4. Pozwala
to uzyskać duże pole obserwacyjne (2,7° x 3,05°) zapewniając jednocześnie znakomitą ochronę przed
szkodliwym, "pasożytniczym" światłem wnętrza teleskopu.
Il permet aussi une bonne uniformité d'image dans le champ de vue. Pozwala ponadto otrzymać
jednorodny obraz w całym polu widzenia.[jest DWA RAZY- było wyżej???R]
Kolektor pozaogniskowy
Kolektor pozaogniskowy składa się z dwu
współogniskowych
parabolicznych
zwierciadeł
ustawionych wzdłuż dwu różnych osi. Dopełniają go:
Kolektor pozaogniskowy
przegroda, która ma za zadanie odcięcie
światła pochodzącego od Ziemi (zakłócającego
obserwacje; odbicie stanowi 10-13 procent).
pokrywa zabezpieczająca, która będzie
otwarta podczas lotu, po dokonaniu pierwszych
[skalującychR?]pomiarów w ciemności[?????R].
Mechaniczna struktura teleskopu: po lewej, górna
płaszczyzna mocująca zwierciadło M1; po prawej [dolna]
płaszczyzna pod zwierciadło M2 i płaszczyzna środkowa
obiektywu dioptrycznego oraz blok ogniskowy z przegrodą i
pokrywą.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA / UFE
Obiektyw dioptryczny (Fresnela)
Obiektyw dioptryczny (Fresnela) składa się z 6
soczewek. Wytwarza obraz nieba na detekorach
umieszczonych w płaszczyźnie ogniskowej.
Kamera
Jego ogniskowa ma 1200 mm.
Jego światłosiła wynosi f/4.
Liczba soczewek, ich współczynników załamania i
promieni krzywizny każdej z nich zostały starannie
dobrane by otrzymać znakomitą jednorodność
obrazów gwiazd w całym polu widzenia.
Kamera skłda się z obiektywu dioptrycznego i bloku
ogniskowego.
Powstaje
w
IAS
('Institut
d'Astrophysique Spatial).
Obiektyw dioptryczny realizowany jest przez
SODERN. Dołączony do bloku ogniskowego utworzy
kamerę.
Obiektyw dioptryczny podczas regulowania.
Podziękowania : CNES / SODERN
Blok ogniskowy
Zbierane fotony są skupianne przez teleskop w płaszczyźnie ogniskowej.
Detektory są zainstalowane w szczelnym "pudełku", zwanym blokiem ogniskowym. Ma ono rozmiar pudełka
do butów. Warunki w nim, w szczególności temperatura, są kontrolowane.
Ten blok, dzięki solidnemu opancerzeniu, zapewnia również ochronę przed bardzo energetycznemu
promieniowaniu z sąsiedztwa Ziemi. [R??? - co to - cząstki? światło?]
Przesuwany i stabilizowany pierścień pośredni, między obiektywem dioptrycznym a blokiem
ogniskowym, zapewnia dobre ogniskowanie światła na detektorach.
Temperatura detektorów podtrzymywana jest w okolicy -40°C i stabilizowana z dokładnością do 5
milistopni.
Zdjęcie bloku ogniskowego ukazuje po prawej stronie 2 detektory przeznaczone do programu sejsmologii,
i po lewej detektory przeznaczone do programu egzoplanet, wznoszące się na pryzmacie[R??? surmontés d'un
prisme].
CCD
Odbiornik CCD to urządzenie do "przesyłania" ładunku (Charge Coupled Device)
składające się z ogromnej ilości mikroskopijnych fotokomórek czułych na światło (pikseli) .
Odbiorniki są umocowane w płaszczyźnie ogniskowej. Dwa urządzenia CCD są
przeznaczone dla programu astrosejsmologii, a dwa pozostałe dla programu egzoplanet.
Astrosejsmologia
Odbiorniki przeznaczone do programu astrosejsmologii:
Każda z matryc CCD ma po 4 miliony pikseli.
Każdy piksel to kwadrat o boku 13 mikronów.
Pracują w ( najbardziej jak to możliwie) stałej temperaturze, około –40°C, która
jest stabilizowana przez bardzo dokładny system kontroli.
Obraz gwiazd tworzy się na połowie detektora, zwanej "strefą obrazu" (na lewo na zdjęciu)
Elektrony gromadzone w strefie obrazu są następnie przesyłane do "strefy pamięci" i tam są zliczane
Blok bipryzmatyczny
Egzoplanety
Odbiorniki przeznaczone dla programu egzoplanet:
Do badania egzoplanet stosuje się też blok
bipryzmatyczny pozwalający rozszczepić plamkę
światła gwiazdy-celu, by następnie odróżnić zmiany
pochodzące od samej gwiazy od tranzytów
planetarnych, które są achromatyczne.
To matryce CCD, z których każda ma po 8
milionów pikseli (4096x2048).
Każdy piksel to kwadrat o boku 13 mikronów.
Odbiorniki zostały wybrane ze względu na ich
ogromną wydajność wyłapywania fotonów: w kolorze
zielonym ta wydajność przekracza 85% .
Podziękowania : CNES
Obserwować - odkrywać - mierzyć
Satelita CoRoT będzie wykonywał dwa programy naukowe, dla których został stworzony:
Obserwowanie oscylacji gwiazdy
Wykrywanie tranzytów małych i odległych planet
Oba te zjawiska można wykryć za pomocą tych samych technik obserwacyjnych , które
zresztą są obecnie dwiema podstawowymi technikami używanymi do wykrywania oscylacji
gwiezdnych i tranzytów planetarnych :
Technika spektroskopii pozwala mierzyć zmiany prędkości względnej.
Technika « spektroskopowa » może być stosowana także do badań z powierzchni Ziemi, ale
pozwala odkryć oscylacje jedynie niewielkiej liczby gwiazd i nie daje możliwości badania
pozasłonecznych planet olbrzymów.
Technika fotometrii pozwala mierzyć zmiany jasności.
Technika fotometrii pozwala prowadzić obserwacje wielu bardzo różnych gwiazd.Jest to właśnie
technika wykorzystywana przez satelitę CoRoT. Opiera się na zliczaniu fotonów wysyłanych
przez gwiazdę i docierających do teleskopu, ale obserwacje prowadzi sie z kosmosu.
Planetarne tranzyty , podobnie jak gwiezdne oscylacje, uwidaczniają się jako zmiany jasności gwiazd albo
jako zmiany jej prędkości względem Ziemi, co należy mierzyć z bardzo dużą precyzją.
Obserwować trzeba też długo i w sposób ciągły, aby uwolnić się od przerw wynikających z przesuwania się
chmur po niebie, przeplatania się dnia z nocą czy obiegu Ziemi wokół Słońca. Dlatego właśnie trzeba
polecieć w kosmos.
Popatrzcie na animację :
Gwiazda pulsuje, jej promień (rozmiar żółtej tarczy) się zmienia, a prędkość warstw
powierzchniowych skierowana jest ku nam (kolor niebieski), gdy warstwy się przybliżają,
albo od nas (kolor czerwony), gdy się oddalają. To pociąga za sobą okresowe zmiany
jasności ( krzywa żółta) i prędkości warstw atmosfery ( krzywa tęczowa). Tę prędkość
mierzymy, wykorzystując efekt Dopplera, badając zmiany długości fali prążków widmowych pochodzących z
atmosfery ( na dole, po prawej).
Spektroskopia
Pomiar prędkości radialnej
Effet doppler
Technika « spektroskopii » polega na bardzo Przesuwanie się prążków ku czerwieni lub w kierunku
niebieskim, w zależności od tego czy gwiazda oddala się
dokładnym pomiarze prędkości radialnejgwiazdy przy czy zbliża do obserwatora.
wykorzystaniu efektu Dopplera, to znaczy na
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
obserwowaniu
spektrografem
i
wyznaczaniu
przesunięć widmowych prążków wynikających z tego efektu.
Tą metodą daje się wykrywać oscylacje gwiazdowe, bo wytwarzają one na powierzchni gwiazdy całe pole
prędkości.
Ruch gwiazdy ,wynikający z obiegania jej przez planetę, jest także wykrywalny metodą Dopplera.
Efekt Dopplera-Fizeau
Kiedy nadajnik fali zbliża się do obserwatora, to częstotliwość wydaje się większa ( fale są «
zgniecione»), a gdy się oddala, to częstotliwość wydaje się mniejsza (fale są « rozciągnięte »).
Właśnie dlatego dźwięk syreny ambulansu wydaję się wyższy, gdy karetka sie zbliża do obserwatora i
niższy gdy się od niego oddala.
Dlatego też, gdy obok przejeżdża samochód, słyszycie najpierw: "Piiiiiiiiiiiiiiii" , a potem:
"Buuuuuuuuuuu" .
Efekt Dopplera dotyczy także fal świetlnych wysyłanych przez poruszający się obiekt. Jeśli ten obiekt
się do nas zbliża, to prążki w jego widmie są nieco przesunięte w kierunku fioletu. Gdy się oddala,
to prążki są przesunięte ku czerwieni. Operając się na tym możemy mierzyć ruch gwiazdy względem
obserwatora.
W przypadku gwiazd podobnych do Słońca zmiany prędkości radialnej nie są większe niż kilkadziesiąt
cm/s, co jest bardzo trudne do wykrycia. Obserwacje spektroskopowe ograniczają się do niewielu
bardzo jasnych i bardzo wolno obracających się gwiazd.
Fotometria
Technika « fotometryczna » polega na mierzeniu
małych zmian blasku gwiazd.
Turbulencja atmosferyczna
Napotyka na problemy pochodzących od atmosfery
ziemskiej perturbacji, w szczególności na scyntylacje
spowodowane atmosferyczną turbulencją.
Te perturbacje ograniczają dokładność pomiarów
fotometrycznych, dokonywanych z powierzchni Ziemi,
do kilku dziesiątych procenta, oraz wykluczają
wykrycie oscylacji gwiazd podobnych do Słońca,
podobnie jak odkrycie planet ziemiopodobnych.
Należy więc uwolnić się od wpływów perturbacji
ziemskiej atmosfery i dlategotrzeba polecieć w
kosmos .
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Atmosferyczna turbulencja zaburza wiązki światła,
które docierają do nas od źródeł astronomicznych. Odpowiada za zjawisko scyntylacji, które ogranicza
dokładność prowadzonych z powierzchni Ziemi obserwacji fotometrycznych.
Zliczać fotony
Źródło promieniowania wysyła wiązkę bardzo licznych cząstek nazywanych « fotonami ».
Natężenie (intensywność) źródła jest bezpośrednio związane z liczbą wysyłanych fotonów. Tak więc by
zmierzyć to natężenie, natężenie światła pochodzącego od danego źródła, można liczyć fotony, które
odbieramy.
Gdy natężenie źródła się zmienia, to w ten sam sposób zmienia się liczba odbieranych, na przykład w
ciągu sekundy, fotonów.
Do zliczania fotonów używa się « detektorów » czyli "odbiorników", na ogół silikonowych płytek, które
absorbują otrzymywane fotony: następnie fotony "wybijają" elektrony, które umiemy wyizolować i
policzyć.
Miejsca obserwacji
Obserwować długo i w sposób ciągły
Ciągłość obserwacji podczas długich interwałów czasowych jest absolutną koniecznością.
W sejsmologii pozwala to uniknąć wprowadzenia do widma oscylacji częstotliwości « pasożytniczych»,
wynikających tylko z przerwy w zbieraniu danych
Przy badaniach tranzytów planetarnych ciągłość zbierania danych minimalizuje ryzyko przegapienia
tranzytu.
Obrót Ziemi wokół osi i jej obieg wokół Słońca powodują, że wybrany rejon nieba widoczny jest tylko
nocą i tylko przez kilka miesięcy.
Dla obserwacji naziemnych jedyną alternatywą byłoby wybranie obserwatorium w okolicach
biegunowych albo prowadzenie badań w całej sieci obserwatoriów, ale nawet wtedy byłby
ograniczony czas obserwowania i nieuniknione byłyby przerwy.
Obserwacje z kosmosu są jedynym sposobem na zapewnienie wystarczającej ciągłości przez
wystarczająco długi czas.
Do tej pory odkryto te??? oscylacje w dwunastu gwiazdach Jusqu'à maintenant ces
oscillations ont été détectées dans une douzaine d'étoiles.
Gdy długość przerw się zmniejsza, to widmo staje się bardziej czytelne, co widac
na załączonej animacji.
Przerwy "zaburzają" widmo.
Częstotliwości "pasożytnicze"
Gdy czas trwania obserwacji jest "posiekany", na przykład przez występowanie dnia i
nocy, to widmo Fouriera okresowego sygnału zawiera wśród innych także prążki związane z
oscylacjami o tym właśnie okresie.
Biegunowe miejsca do obserwacji
W okolice podbiegunowe trudno jest dotrzeć, a ponadto można stamtąd obserwować jedynie gwiazdy o
dużych deklinacjach i tylko podczas nocy polarnych, czyli około 4 miesiące w roku.
Francusko-włoski projekt CONCORDIA powinien zaowocować zainstalowaniem teleskopu w kopule C (na
Antarktydzie ) w 2008 roku.
Sieć obserwatoriów
Sieci wielu obserwatoriów, rozmieszczonych wokół całego globu ziemskiego na różnych
długościach geograficznych, pozwalają w zasadzie śledzić gwiazdę o średniej deklinacji
przez 24 godziny. Jednakże ciągłość obserwacji jest uzależniona od warunków
meteorologicznych, a maksymalna długość obserwacji w takiej sieci nie przekroczyła do
tej pory 2 miesięcy ( w wybranym miejscu obserwacji gwiazda wschodzi i zachodzi co miesiąc o 2 godziny
wcześniej).
Sieć GONG obserwuje Słońce w sposób stały z 6 miejsc rozrzuconych po całym świecie.
Sieć STEPHI, przeznaczona do obserwacji gwiazd zmiennych
Meksyku, na Wyspach Kanaryjskich i w Chinach.
scuti, składa się z trzech miejsc: w
Naukowe cele
CoRoT ma dwa podstawowe naukowe zadania:
Oscylacje gwiazdy
"Zobaczyć" wnętrza gwiazd wykrywając i
badając ich oscylacje metodami sejsmologii.
Wyszukać planety pozasłoneczne odkrywając
ich przejścia na tle gwiazd macierzystych;
tych, wokół których krążą.
W tym celu będzie mierzył zmiany blasku
wybranych gwiazd, z bardzo dużą dokładnością i
przez bardzo długie okresy czasu.
CoRoT
zgromadzi
ogromną
ilość
bardzo
precyzyjnych danych na temat najmniejszych nawet
zmian blasku tysięcy gwiazd. Oprócz tych dwu
podstawowych zadań CoRoT wniesie swój wkład w
zrozumienie wielu innych spraw. Będzie badał także
inne zjawiska, które się przejawiają jako zmiany jasności gwiazd.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Na przykład pomoże :
Poznać z bardzo dużą dokładnością charakterystyki gwiazd zmiennych.
Wykryć wiele układów podwójnych i opracować je statystycznie
Zrozumieć jak aktywność magnetyczna zależy od typu gwiazdy
Znaleźć komety wokół innych gwiazd
Wykryć « objekty pasa Kuipera » na skrajach Układu Słonecznego...
Program satelity CoRoT
Misja kosmiczna CoRoT została przygotowana tak,
by umożliwić obserwowanie wibracji bardzo wielu
różnych gwiazd w bardzo szczególny sposób:
Przez czas wynoszący od 1 do 5 miesięcy
Z zachowaniem ciągłości obserwacji (powyżej
90%)
Do bardzo niskiego poziomu amplitud: w
niektórych gwiazdach będą mogły być
obserwowane zmiany rzędu milionowej części
jasności ; w wielu tysiącach gwiazd zmiany
rzędu dziesięciotysięcznej.
CoRoT obserwować będzie przynajmniej setkę
gwiazd jasnych, połowę przez 150 dni, resztę przez
20 do 30 dni. Te gwiazdy są bardzo różne co widać na
"ich" diagramie jasność/temperatura.
Diagram jasność/temperatura (HR), na którym naniesiono
gwiazdy do 150-dniowej obserwacji przez satelitę CoRoT.
Każdy kolor odpowiada innym obserwacjom. Najjaśniejsze
gwiazdy są zaznaczone kwadracikami.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Planety pozasłoneczne
Od prawie 10 lat wiemy, że istnieją planety
krążące wokół innych gwiazd niż Słońce: nazywamy je
pozasłonecznymi lub egzoplanetami. Planety odkryte
dotychczas są planetami dużymi, podobnymi do
Jowisza, znajdującymi się bardzo blisko swych
macierzystych gwiazd.
Pierwsza z nich została odkryta w 1995 roku w
Obserwatorium Haute-Provence przez francuskoszwajcarską ekipę kierowaną przez Michela Mayora.
Po co je odkrywać?
Jak je odkrywać?
Dzięki satelicie CoRoT, który będzie wykrywał
tranzyty małych planet, zostanie wykonany pierwszy
krok. Potem trzeba będzie poczekać przynajmniej 10
lat by uzyskać rzetelne obrazy tych planet.
Przejście planety znajdującej się na orbicie wokół gwiazdy
HD 209458, obserwacja z 26 lipca 2000, wykonana przez
Deega i Garrido, teleskopem 0,9 m w Sierra Nevada
Observatory (IAA, Institut d'Astrophysique w Andaluzji).
Podziękowania : IAA / Hans Deeg
Odkryte egzoplanety
Pierwsza egzoplaneta zostala odkryta w 1995 roku
w Obserwatorium Haute-Provence.
W roku 2004 znaleziono ponad 120 planet w ponad
100 układach planetarnych.
Układy te są zdumiewające:
Planety są bardzo masywne ( masa Jowisza lub
więcej), a jednak są od 10 do 100 razy bliżej
swych gwiazd niż Jowisz Słońca. Ich okresy
obiegu są więc 3 do 1000 razy krótsze i
wyrażają się w miesiącach, a nawet dniach.
Niektóre orbity planet w tych układach są
bardzo wydłużonymi elipsami, podczas gdy w
Układzie Słonecznym orbity są nieomal kołowe.
W latach dziewięćdziesiątych, systematyczny
przegląd zmian prędkości radialnych jasnych gwiazd
podobnych do Słońca, poświęcony odkrywaniu gwiazd
podwójnych, odkrył obecność egzoplanet, obiektów o
małych masach krążących wokół gwiazdy.
Za pomocą satelity CoRoT będzie się próbować odkrywać
planety pozasłoneczne, których rozmiary będą rzędu
rozmiarów planet ziemiopodobnych w naszym Układzie
Słonecznym.
Podziękowania : NASA / ASM
Pierwszą gwiazdą, która "pokazała" w 1995 roku egzoplanetę, była 51 Pegasi. Stało się to dzięki
obserwacjom prowadzonym w Obserwatorium Haute-Provence, przez francusko-szwajcarską ekipę pod
kierownictwem Michela Mayora.
Poszukiwacze egzoplanet
Od najdawniejszych czasów (Epikur w 300 roku
przed Chrystusem) stawiano sobie pytanie czy istnieją
"inne światy" i czy możliwe jest życie poza Ziemią.
Dopiero jednak 23 wieki później, wraz ze wzrostem
czułości istrumentów, odpowiedź na to pytanie mogła
stać się przedmiotem rzetelnych badań.
Po co szukać egzoplanet:
By wiedzieć jak się tworzą układy planetarne i
jak są różnorodne
By wiedzieć czy nasz Układ Słoneczny jest
jedyny
By szukać życia wokół innych gwiazd...
Kolokwium, które w 2002 roku zgromadziło specjalistów z
dziedziny poszukiwania egzoplanet
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Miejsca poszukiwań
CoRoT obserwować będzie przynajmniej 5 miesięcy,
przez 150 dni, te rejony nieba, gdzie możliwe będzie
przeglądanie 12 000 gwiazd- kandydatek, wokół
których
oczekuje
się
istnienia
planet
ziemiopodobnych.
Kierunki "celowania w niebo" będą tak dobrane, by
móc obserwować 6000 gwiazd w każdym detektorze
"egzoplanetarnym". Gwiazd o jasnościach między 12 i
15,5 magnitudo, o możliwie małym promieniu, i
takich, by w ich sąsiedztwie nie było obiektów
zaburzających obserwacje.
Oczekuje się, że podczas misji satelity CoRoT
zostanie odkrytych kilkadziesiąt planet podobnych do
Ziemi i kilkaset do kilku tysięcy planet gazowych.
Symulacja obrazu pewnego rejonu nieba, zawierającego
wszystkie gwiazdy jaśniejsze niż 20 magnitudo. Taki obraz
będzie widziany przez satelitę CoRoT szukającego
egzoplanet.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Sejsmologia
Sposób, w jaki obiekt może wibrować, określony
jest przez jego rozmiary, kształt i budowę
wewnętrzną. Talerz inaczej dźwięczy, gdy jest
pęknięty; szklanka dźwięczy różnie w zależności od
kształtu i od tego, czy jest mniej lub bardziej
wypełniona.
Zbiór
"modów
wibracji"
jakiegoś
obiektu
charakteryzuje ten obiekt, jest jego wizytówką.
Częstotliowości związane z wibracjami "odsłaniają"
strukturę i stanowią rodzaj "dowodu osobistego".
Wykrywanie i pomiar wibracji daje nam informacje
o obiekcie, szczególnie o jego wnętrzu (w przypadku
gwiazd
nieosiągalnym
dla
obserwacji
bezpośrednich), ale także o tym, co te wibracje
wywołuje.
Gwiezdna
sejsmologia
wnętrza gwiazd.
pozwala
Schematyczna symulacja oscylacji gwiazdy. Pokazana
została zmiana jasności Słońca jaką zaobserwowała
aparatura eksperymentu VIRGO umieszczona na pokładzie
sondy SOHO. Zmiany są bardzo małe, rzędu milionowych
części jasności całkowitej. Czas rejestracji tych zmian to
300 sekund, a same zmiany wynikają z nałożenia się, czyli
superpozycji, wielu modów oscylacji.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
badać
Gwiazdy są nieustannie pobudzane do okresowych drgań. Po raz pierwszy zaobserwowano to około
dwudziestu lat temu na Słońcu. Na ogół takie wibracje są bardzo słabe i niesłychanie trudne do
zaobserwowania w dalekich gwiazdach.
Jednakże,dzięki analizom drgań wykorzystującym techniki sejsmologii, udaje się "zobaczyć" wnętrza tych
gazowych kul, często bardzo różniące się od tego, co znamy ze Słońca. I to wnętrza, do których, jak tej
pory, nie udawało się "wniknąć".
Obserwując oscylacje gwiazd o różnych masach, o różnym wieku i o różnym pochodzeniu możemy
odtworzyć historię ich ewolucji, a tym samym historię ewolucji Wszechświata jako całości. I to właśnie
misja CoRoT - jako pierwsza - pozwoli tego dokonać.
Obserwować wibracje
Geometryczne struktury modów wibracji gwiazd, stacjonarnych fal przebiegających gazową kulę, są
dobrze znane.
Wibracje przekładają się na zmiany promienia i temperatury powierzchni gwiazdy, co z kolei wywołuje
zmiany ilości światła wysyłanego przez tę gwiazdę, oraz okresowe ruchy jej otoczki.
Niektóre gwiazdy bardzo wyraźnie zmieniają jasność, mają duże amplitudy zmian i znane są astronomom
od dawna jako « gwiazdy zmienne ». Ale mała liczba wykrytych modów oscylacji nie pozwala w pełni
wykorzystać technik sejsmologii dla tych gwiazd.
Zaobserwowanie w odległych gwiazdach wibracji o małych amplitudach, takich, jakie obserwuje się na
Słońcu, jest trudnym zadaniem.
Sygnał, jaki otrzymujemy od gwiazdy jest bardzo słaby: 100 miliardów (albo i więcej) razy słabszy od
sygnałów ze Słońca. Ponadto gwiazdy widzimy jedynie jako świecące punkty, bez możliwości
rozróżnienia szczegółów na ich powierzchniach.
Jedynie gwiazdy jasne i bliskie odsłaniają swe sekrety. I tak na przykład okazało się z analizy
Fouriera, że widmo gwiazdy Alfa Centauri, obserwowanej przez 10 kolejnych nocy za pomocą
teleskopu o średnicy 3,6 m, jest analogiczne do widma Słońca.
Planety, gwiazdy ?
Planeta to kuliste ciało niebieskie, którego jądro,
będące ciałem stałym, bywa otoczone gazową
atmosferą.
Planeta nie świeci własnym blaskiem - co ją
odróżnia od gwiazd. Odbija jedynie światło gwiazdy,
wokół której krąży po orbicie.
Planetę bardzo trudno odkryć ponieważ jest
znacznie mniejsza, znacznie mniej masywna i
znacznie (miliard razy) mniej jasna niż gwiazda.
Planeta jest znacznie
Przybliżone rozmiary to:
mniejsza
niż gwiazda.
Gwiazda : 1 400 000 km
Olbrzymia planeta gazowa: 140 000 km
Ziemia : 13 000 km
Planeta jest znacznie mniej masywna niż gwiazda.
Przybliżone masy to:
Planeta gazowa (np. Jowisz): 1000 razy mniej
masywny niż Słońce
Dwa rodzaje planet w naszym Układzie Słonecznym: planeta
ziemiopodobna, planeta gazowa.
Podziękowania : NASA i Obserwatorium Paryskie / UFE
Ziemia: 300 razy mniej masywna niż Jowisz czyli 300 000 razy mniej masywna niż Słońce
Gwiazda 51 Pegasi
W latach dziewięćdziesiątych systematyczne
śledzenie zmian prędkości radialnych jasnych gwiazd
podobnych do Słońca, mające na celu wyszukiwanie
gwiazd podwójnych, ujawniło obecność egzoplanet,
obiektów o małych masach krążących wokół gwiazdy.
Pierwszą "egzoplanetę" odkryto wokół gwiazdy 51
Pegasi w 1995 roku dzięki obserwacjom prowadzonym
w Obserwatorium Haute-Provence (OHP) przez
francusko-szwajcarską ekipę pod kierownictwem
Michela Mayora.
W 2004 roku znaleziono ponad 120 planet w ponad
100 układach planetarnych. Za pomocą satelity CoRoT
powinno udać się odkrywać egzoplanety, których
rozmiary będą porównywalne z rozmiarami planet
ziemiopodobnych w Układzie Słonecznym.
Zmiany prędkości radialnej gwiazdy 51 Peg potwierdzające
jej okresowy ruch wynikający z obecności planety krążącej
w odległości 0,05 j.a., z okresem 4,7 dnia. Stąd można
oszacować masę planety na około połowę masy Jowisza.
Obserwacje - OHP.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Odkrywać egzoplanety
Zamiast starać się o bezpośrednie zobaczenie
egzoplanety można próbować mierzyć efekty jakie
ona wywiera na swą macierzystą gwiazdę:
Zakłócenia ruchów gwiazdy mogą być
zauważone w dwu typach pomiarów:
-perturbacji prędkości gwiazdy względem
Ziemi; ten efekt mierzy się metodami
spektroskopii. Do tej pory większość planet
została odkryta w ten właśnie sposób. Jednak
ta metoda nie pozwala osiągać dokładności
jaka byłaby konieczna do wykrywania planet
podobnych do Ziemi.
-kolejnych, zmieniających się w czasie
położeń gwiazdy. Ta metoda jest znacznie
trudniejsza do zastosowania.
jzakłócenia jasności gwiazdy lub "tranzyt": to
metoda wykorzystywana przez satelitę CoRoT
Gwiazda i jej planeta tworzą układ, w którym
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie/ UFE
środek masy znajduje się bardzo blisko gwiazdy,
prawie w jej centrum; i gwiazda i planeta krążą wokół tego środka masy. Animacja ruchu gwiazdy
przypomina ruchy głowy zawodnika rzucającego młotem; bardzo nieznaczny ruch okresowy można wykryć
albo mierząc spektroskopowo zmiany jej prędkości w stosunku do Ziemi albo też mierząc, bardzo
precyzyjnie, jej położenie względem sąsiednich gwiazd.
Metoda tranzytów
Przejściem, albo tranzytem, planety nazywamy
przesuwanie się jej na tle tarczy macierzystej
gwiazdy.
To zjawisko jest
zauważalne dla
obserwatora gdy gwiazda, planeta i obserwator
znajdują się na jednej linii.
Zjawisko to obserwujemy w Układzie Słonecznym:
Merkury i Wenus niedawno przesuwały się na tle
Słońca.
Zakrycie części tarczy gwiazdy przez planetę
wywołuje chwilowe zmniejszanie blasku tej gwiazdy.
Aby więc odkrywać planety trzeba znaleźć sposób na
mierzenie takich słabych "pociemnień".
Ta metoda, nazywana "metodą tranzytów", jest
obecnie jedyną, za pomocą której można wykryć
planety ziemiopodobne.
I tę właśnie metodę stosuje CoRoT, a
szczegółowo widać ją na animacji: Symulator
tranzytów.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Tranzyty Merkurego i Wenus
Zjawisko tranzytu planety może być obserwowane z
Ziemi. Zdarza się, że Merkury i Wenus, czyli te
planety Układu Słonecznego, które znajdują się bliżej
Słońca niż Ziemia, przecinają linię Słońce - Ziemia.
Ich cień pada wówczas na tarczę słoneczną.
Tak było
7 maja 2003 w przypadku Merkurego
8 czerwca 2004 w przypadku Wenus
Obserwacje wykonane przez tzw.służbę Słońca w
Obserwatorium.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie - LESIA
Zmiany blasku
"Głębokość" tranzytu zależy od rozmiaru zarówno
gwiazdy jak i planety. Czym gwiazda jest mniejsza, a
planeta większa, tym "głębsze" jest przejście.
Gdyby Ziemia przechodziła na tle Słońca, to
głębokość
tranzytu
wynosiłaby
8
dziesięciotysięcznych, a gdyby to był Jowisz - jedna
setna.
Zjawisko tranzytu występuje okresowo,z okresem
równym czasowi obiegu planety wokół gwiazdy. Czas
trwania tranzytu zależy także od tego okresu obiegu,
bo ów okres jest związany z odległością planety od
gwiazdy.
Krzywa zmian blasku wywołana tranzytem planety
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie - UFE
Oczy satelity CoRoT
CoRoT będzie jednocześnie, za pomocą czterech
detektorów, rejestrował zmiany blasku 10 jasnych
gwiazd (o magnitudo w granicach 6 do 9.5) dla
programu sejsmologii oraz zmiany 12 000 gwiazd
słabych (o magnitudo między 11 a 16) dla programu
egzoplanet.
Te gwiazdy zostaną dobrane w ten sposób, by jak
najlepiej wykonać naukowe cele misji, biorąc pod
uwagę możliwości podparcia się obserwacjami
naziemnymi. Niestety niebo obserwowalne przez
satelitę CoRoT jest ograniczone nie tylko przez przez
możliwości satelity, ale także przez konieczność
prowadzenia obserwacji w cieniu Słońca.
Niebo, które będzie obserwował satelita CoRot, to rejony
Naukowa wartość "celów badawczych" oraz
równikowe. Obszary jaśniejsze oznaczają Drogę Mleczną.
ograniczenia techniczne wyznaczyły « oczy CoRoTa » :
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA / UFE
dwa koła, każde o promieniu 12 stopni, po
przeciwnych stronach nieba i o środkach znajdująctch się na przecięciu równika galaktycznego z
płaszczyzną równika. Jedno koło, obserwowalne zimą, znajduje się blisko gwiazdozbiorów Oriona i
Jednorożca ( Monoceros), a drugie, obserwowalne latem, blisko Orła (Aquila) i Tarczy (Scutum).
Cele obserwacyjne
"Tarcze", obiekty programu sejsmologii są jasne, a
ich blask jest mierzony co 30 sekund, z dokładnością
do jednej dziesięciotysięcznej. Kierunek celowania
jest tak wybierany, by obserwować przynajmniej
jeden "cel" bardzo jasny (o jasności bliskiej 6
magnitudo, widoczny gołym okiem!) z programu
sejsmologii. Dla tak jasnego obiektu dokładność
będzie wystarczająco dobra, by można wykryć w nim
oscylacje tak samo słabe jak te obserwowane na
Słońcu. "Tarcze" programu poszukiwania egzoplanet
są znacznie mniej jasne i dlatego trzeba obserwować
je znacznie dłużej (8 minut) by otrzymać dokładność
konieczną do wykrycia tranzytu.
Na schemacie płaszczyzny ogniskowej można
zobaczyć: na lewo dwa detektory przeznaczone do
programu sejsmologii; na prawo dwa detektory
przeznaczone do programu poszukiwania egzoplanet.
Schemat płaszczyzny ogniskowej: program sejsmologii na
lewo/program egzoplanet na prawo
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA / UFE
Orbita
CoRoT stanowi część programu "małych misji" CNES;
program ten narzuca niską orbitę.
Jedyną możliwością obserwowania tego samego
miejsca na niebie w sposób ciągły, przez wiele
miesięcy, jest użycie orbity biegunowej, której
płaszczyzna pozostaje niezmienna w stosunku do
gwiazd.
Wysokość tej orbity
granicach 800 - 900 km.
powinna
się
mieścić w
Powyżej tej wysokości cząstki słoneczne,
przede
wszystkim
bardzo
energetyczneprotony, docierają w ogromnych
ilościach i grożą uszkodzeniem instrumentu.
Poniżej zaś bliskość Ziemi narażałaby
instrument na szkodliwe wpływy odbitego od
naszej planety światła słonecznego.
Czas widoczności satelity przez stacje naziemne
rośnie wraz z wysokością. Końcowy wybór to 896 km.
Orbita biegunowa, stała w stosunku do gwiazd
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA / UFE
Dodatkowe szczegóły
Te części nieba, które można obserwować, powinny
jednocześnie znajdowac się daleko od światła Słońca,
Ziemi, a nawet Księżyca. Kierunek widzenia nigdy nie
powinien też być zasłonięty przez Ziemię:
Dlatego trzeba prowadzić obserwacje w
kierunkach bardzo bliskich do prostopadłej do
płaszczyzny orbity.
Aby satelita był zwrócony zawsze plecami do
Słońca, to (pamiętając, że Ziemia obiega Słońce w
ciągu roku) trzeba go obracać co sześć miesiecy.
Obserwuje się w dwu przeciwnych kierunkach.
W ten sposób latem obserwuje się w
kierunku centrum galaktycznego, a zimą
w kierunku antycentrum.
Manipulowanie satelitą. Ustawianie go 2 razy na rok. By móc
obserwować trzeba "obrócić się plecami" do Słońca.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Aby utrzymać maksymalną wydajność słonecznych baterii to powinny być one kierowane ku Słońcu co
około 10 dni.
Prace przygotowawcze
Miejsca obserwacji
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Wybór gwiazd dla satelity CoRoT wymaga bardzo drobiazgowej pracy przygotowawczej, czy to do
programu sejsmologii (dla którego trzeba zebrać maksimum informacji na temat kilkuset gwiazd) czy do
programu poszukiwania egzoplanet (dla którego należy zebrać dane o setkach tysięcy gwiazd).
Ta selekcja wymagała ogromnego wysiłku przeprowadzenia naziemnych obserwacji tych potencjalnych
celów misji.
Prace trwały od 1998 roku, a zakończyły się w końcu 2005. Przygotowawcze obserwacje wymagały 350 do
400 nocy.
Prace przygotowawcze dla programu
astrosejsmologii
Dla programu sejsmologii należy:
Znać
bardzo
dokładnie
temperatury
efektywne,
jasności,
powierzchniowe
przyspieszenie grawitacyjne, prędkości rotacji,
a również obfitość pierwiastków w atmosferach
wszystkich gwiazd, które będą stanowiły
potencjalny cel misji.
Zidentyfikować
wielokrotne
układy
podwójne
i
-Poznać
wszystkie
szczególne
cechy
obserwowanych
gwiazd
(
na przykład
podwyższoną aktywność magnetyczną)
Wykryć obecność
źródeł światła.
bliskich
gwiazd-celów
Znajomość tych elementów wymaga by program
obserwacji naziemnych obejmował trzy dziedziny:
fotometrię, spektroskopię, uzyskiwanie obrazów,
których wyniki są razem gromadzone w bazie danych.
Tranzyty są najłatwiejsze do wykrycia przy ruchu
wokół gwiazd-karłów.
Takiego wykresu używa się by określić podstawowe
parametry gwiazdy; każdy punkt to gwiazda będąca
potencjalnym celem dla satelity CoRoT, czerwone to « karły
» , a zielone to « olbrzymy », mniej "podatne" na
poszukiwanie planet metodą tranzytów.
Jeśli gęstość gwiazd na niebie jest bardzo mała, to
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
liczba możliwych celów obserwacji też jest bardzo
mała. Jeśli gęstość jest zbyt duża, to obrazy gwiazd sąsiednich zaburzają obserwacje.
A oto reprezentacja gwiazd jasnych, potencjalnych celów satelity CoRoT w rejonie gwiazdy HD 49933,
oraz możliwe położenie detektorów. Kolor symbolu jest związany z temperaturą powierzchniową gwiazdy, a
jego rozmiar z jasnością. Wśród tych gwiazd CoRoT będzie obserwowal nie więcej niż 5 ( na
jeden detektor).
Prace przygotowawcze dla programu
poszukiwania egzoplanet
Gwiazdy obserwowane w ramach programu detekcji
egzoplanet to zbiór liczący setki tysięcy obiektów.
Dla optymalizacji wyboru celów obserwacyjnych
wypadałoby dla każdej gwiazdy znać: dokładne
położenie na niebie, jasność oraz podstawowe
charakterystyki
takie
jak
temperatura
powierzchniowa i promień.
Przygotowawcze obserwacje pól dla satelity CoRoT
polegają na otrzymywaniu obrazów nieba w wielu
kolorach, by na ich podstawie oszacować wymienione
wyżej parametry. Chodzi na przykład o:
Odkrywanie gwiazd o małych rozmiarach,
Odkrywanie rejonów nieba, gdzie gęstość
gwiazd jest akceptowalna.
Obserwacje są prowadzone w Obserwatorium La
Palma na Wyspach Kanaryjskich, za pomocą 2,5
metrowego teleskopu Izaaka Newtona.
Obserwatorium Roque de los Muchachos, Wyspy
Kanaryjskie : teleskop Izaak Newton. Teleskop ma średnicę
2,54 m, ogniskową f/3.29, zatem duże pole widzenia 40'.
Został zainstalowany na Wyspach Kanaryjskich w 1984
roku.
Podziękowania : CNRS / IN2P3
Podstawowe parametry obserwowanych gwiazd ( temperatura efektywna, jasność, grawitacja na
powierzchni, metaliczność, prędkość rotacji itp...) zgromadzone są w bazie danych umieszczonej w
pomocniczym (dla programu obserwacji satelity CoRoT) "narzędziu" COROTSKY .
Kierownictwo
Za całość europejskiego programu CoRoT odpowiada
CNRS ( Centre National d'Etudes Spatiales ), które
kieruje wszystkimi pracami.
Mnóstwo ludzi
Francja finansuje około 75% programu w postaci
kontraktów przemysłowych oraz w postaci środków
przekazywanych do wykorzystania przez ekipy
badawcze, inżynierów w CNES i w innych
laboratoriach. Pozostałe koszty wzięli na siebie, w
równych częściach, zagraniczni partnerzy.
Program naukowy jest przygotowywany przez
zespół
badaczy
z
krajów
członkowskich.
Odpowiedzialny za program jest Komitet Naukowy, z
francuskim « naukowym przewodniczącym».
Rozbudowywanie instrumentu realizuje mieszana
ekipa CNRS (Centre National de la Recherche
Scientifique) / MEN (Ministère de l'Education
Nationale).
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie - LESIA
Nad tym projektem, w różnym charakterze, pracuje ponad 150 osób.
Przemysł oraz CNES w Tuluzie
Podpisano wiele kontraktów
przemysłowych
Między nimi wymienić można następujących
kontrahentów: ALCATEL Space Industries ( Cannes i
Valence, Francja), SAGEM, SODERN (Limeil, Francja),
SONACA (Charleroi, Belgia), VERHAERT (Anvers,
Belgia), E2V ( GB/Francja), ASTRIUM (Monachium,
Niemcy), GMV (Madryt, Hiszpania), SODITECH (Cannes,
Francja), STEEL (Francja) , ARIANESPACE/STARSEM
(ESA/Rosja)
Operacje okablowania kasety na urządzenia
wykonywane są w SONACA (Charleroi/ Belgique)
Mechaniczną strukturę bloku ogniskowego realizuje
SODERN (Limeil/France)
Integracja struktury teleskopu wbiałej sali
CNES w Tuluzie
Integracja teleskopu w Alcatel Space
Podziękowania : CNES / ALCATEL
Do globalnego zarządzania misją zobowiązane jest
CNRS - Centrum Kosmiczne w Tuluzie. Zapewnia, w ramach mieszanej ekipy CNES/Laboratoria, rozbudowę
instrumentu i pracę działu obsługi naziemnej. Negocjuje i kieruje głównymi kontraktami przemysłowymi
takimi jak wyrzutnia i platforma.
Inżynierowie CNES pracujący przy projekcie są zatrudnieni w CST (Centre Spatial de Toulouse).
Partnerzy zagraniczni
Każdy z partnerów misji zapewnia dostawę jakiegoś
elementu urządzenia, czy sprzętu, oraz uczestniczy
we wszystkich naukowych zgromadzeniach:
RSSD z ESA dostarcza pokładowy komputer
Program naukowy ESA finansuje realizację
mechanicznej struktury kasety na urządzenia
oraz środki na próby
Austria dostarcza procesor BEX związany z
komputerem pokładowym
Niemcy realizują logistykę lotu
Belgia realizuje przegrodę,
strukturę kasety na sprzęt.
pokrywę
i
Brazylia udostępni antenę odbiorczą w Natal
i uczestniczy w pracy Centrum Misji
Hiszpania
przygotowuje
Centrum Misji.
logistyki
dla
Partnerzy na całym świecie
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA / UFE
Naukowcy
Naukowcy z krajów członkowskich misji, ekspertci
w różnych dziedzinach, są Współpracownikami.
Odpowiadają za przygotowanie obserwacji, to znaczy
za wybór najlepszych obserwacyjnie "tarcz", biorąc
pod uwagę możliwości instrumentalne i możliwości
satelity.
W tym celu wykorzystują:
Teoretyczne
modele
pozwalające
przewidzieć możliwie najdokładniej ciekawe
dla obserwacji sytuacje, oszacować zdolność
zdiagnozowanie szukanych procesów fizycznych
Wyniki programu obserwacji naziemnych.
Będą mieli, przez wiele lat, uprzywilejowany
dostęp do danych i będą je mogli
interpretować jako pierwsi. Potem wszystkie
dane zostaną udostępnione w sieci internet.
Sejsmolog i badaczka planet wyszukują, podczas 6
spotkania Komitetu Naukowego ( kwiecień 2001),
najlepszych do obserwacji miejsc na niebie.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Naukowcy zbierają się dwa razy w roku, podczas
"tygodni CoRoT'a". Czwarty taki "tydzień" miał miejsce w Marsylii, w maju 2003.
Laboratoria
W rozwój misji jest silnie zaangażowanych wiele
laboratoriów francuskich. Pracuje w nich, od
przynajmniej 5 lat, ponad 30 inżynierów.
LESIA ( Laboratoire d'Etudes Spatiales et
d'Instrumentation
en
Astrophysique)
z
Obserwatorium Paryskiego odpowiada za
zdefiniowanie
i
stosowanie
programu
naukowego,
za
kamerę,
"elektryczną
architekturę", logistykę lotu, blok ogniskowy,
kolejność przetwarzania danych.
LAM ( Laboratoire d'Astronomie de Marseille
)odpowiada za teleskop, ciągłość pracy i za
stosowanie programu poszukiwania egzoplanet.
Instytut Astrofizyki Kosmicznej (Institut
d'Astrophysique Spatiale - IAS z Orsay)
odpowiada za archiwizację danych i kalibracje
instrumentu.
Obserwatorium w Środkowych Pirenejach
(L'Observatoire de Midi-Pyrénées) odpowiada
za narzędzia do przygotowania obserwacji.
Przygotowanie kasety na osprzęt w Obserwatorium
Paryskim
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie/ LESIA
W przygotowaniu programu i interpretacji danych uczestniczą Obserwatorium Lazurowego Wybrzeża
(L'Observatoire de la Côte d'Azur), departamenty GEPI i LUTH z Obserwatorium Paryskiego oraz Dział
Astrofizyki (CEA/Saclay).
Swoje ekipy zapewniają CNRS / INSU (Institut National des Sciences de l'Univers ) jak również Ministerstwo
Edukacji Narodowej, Szkolnictwa Wyższego i Badań Naukowych.
W skrócie
«Gwiazdy zmienne» od bardzo dawna przyciągały
uwagę astronomów. Niezwykłe z nimi przygody
rozpoczęły się w latach siedemdziesiątych.
Logo
Słońce wibruje
Odkryto, że Słońce wibruje i badanie podobnych
drgań innych gwiazd stało się obsesją.
W latach osiemdziesiątych ekipa francuska, jako
pierwsza,
zaproponowała
projekt
kosmiczny.
Naukowym celem było wykrycie i badanie wibracji
gwiazd. Na pierwszym etapie tych badań ekipa
przygotowała prosty i tani instrument EVRIS. Niestety
skończył tragicznie w 1996 roku.
W 1993 roku program małych misji CNES pozwolił
podjąć drugi etap z bardziej ambitną misją naukową,
a instrument już wtedy nazwano CoRoT. Odkrycie
egzoplanety w 1995 roku zmieniło sytuację. Nowy
CoRoT będzie miał możliwość odkrywania małych
planet.
Projekt CoRoT przechodził
przez wszystkie
obowiązkowe etapy projektów kosmicznych na lata
1997 - 2006, rok wystrzelenia satelity.
Logo - jak sam projekt - zmieniało się
Podziękowania : CNES
Szykują sie też inne misje. W dalszej przyszłości na pewno pojawią się bardzo ambitne projekty.
Gwiazdy zmienne
W 1969 roku Raymond Michard (astronom z Obserwatorium Paryskiego) i Lloyd Evans
obserwowali Słońce badając zjawiska rozbłysków słonecznych. Podczas tych obserwacji
zauważyli dziwne ruchy, które wyglądały na okresowe.
Obserwacje te potwierdził w 1970 roku Leighton (USA).
Francusko-amerykańska ekipa zorganizowała specjalną wyprawę na południowy
biegun, by obserwować Słońce i dokładniej zbadać to zjawisko.
Potwierdzono okresowość (3 do 5 minut) obserwowanych ruchów. Bardzo szybko przypisano te
okresowe ruchy oscylacjom wnętrza Słońca.
Narodziła się sejsmologia Słońca.
Czy inne gwiazdy też wibrują?
1984 : pierwsze kolokwium w Obserwatorium Paryskim gromadzi około pięćdziesięciu badaczy francuskich
i kilku zagranicznych gości: nakreślone zostają pierwsze kontury projektu obserwacji z kosmosu zmienności
gwiazd.
Trzeba :
Wymyślić instrument, który wytrzyma trudne warunki kosmiczne i będzie mógł
"ominąć" zmiany dzień/noc,
Znaleźć dla niego "transport" i go dostosować,
Przekonać komitety wybierające misje,
Udowodnić, że tego samego nie da się zrobić z powierzchni Ziemi.
Kosmos jest bardzo drogi, a konkurencja silna : między 1984-1989 przedstawiano wiele propozycji,
bez skutku, ale usilne starania LESIA i Laboratoire d'Astronomie z Marsylii w końcu zostaną uwieńczone
powodzeniem.
EVRIS
Projekt EVRIS, poświęcony sejsmologii i umieszczony na sondzie rosyjskiej MARS 94/96,
będzie obserwować kilka bardzo jasnych gwiazd (po 20 dni każdą) przez cały czas
dziewięciomiesięcznej podróży sondy do Marsa.
Instrument to mały teleskop o średnicy 9 cm i "czujnik gwiezdny" (pełniący rolę
prowadnicy) służący temu, by bardzo dokładnie zachowany był właściwy kierunek obserwacji.
Detektorem jest fotomnożnik Hamamatsu.
Całość jest umieszczona na zbudowanej przez Rosjan platformie PAIS , która z kolei znajduje się pod
bateriami słonecznymi sondy.
Po udanym wystrzeleniu z kosmodromu w Bajkonurze (centrum kosmiczne w Kazachstanie), za pomocą
rakiety PROTON , nie udało się odpalenie silników umożliwiających wejście na odpowiednią orbitę
międzyplanetarną i sonda, razem z 46 eksperymentami na niej zamontowanymi, roztrzaskała się o Ziemię,
spadając prawdopodobnie w górach Boliwii...
Pierwszy CoRoT
W apelu CNES z 1993 roku, by misje naukowe umieszczać na minisatelitach, sejsmologowie dostrzegli
szansę szybkiego wystrzelenia instrumentu drugiej generacji, lepszego i bardziej ambitnego niż EVRIS.
Wydawało się, że może być gotów bardzo szybko.
Najważniejszymi ulepszeniami były:
Poprawa pomiarów dzięki wprowadzeniu większego, pozwalającego zbierać więcej
fotonów, teleskopu,
Przedłużenie czasu trwania obserwacji .
Program naukowy przewidywał wykrycie oscylacji (analogicznych do tych, które widać na Słońcu) u
kilkudziesięciu jasnych gwiazd.
Pierwsza egzoplaneta
W latach dziewięćdziesiątych prowadzony był
systematyczny przegląd zmian prędkości radialnych
jasnych gwiazd podobnych do Słońca. Jego celem
było odkrywanie gwiazd podwójnych, ale odkrył też
obecność egzoplanet, obiektów o małych masach
poruszających się po orbitach wokół gwiazd.
51 Pegasi
Pierwszą gwiazdą, wokół której
odkryto, była 51 Pegasi. Odkrycia
roku, w Obserwatorium Haute
francusko-szwajcarska, pracująca
Michela Mayora.
taką egzoplanetę
dokonała w 1995
Provence, ekipa
pod kierunkiem
CoRoT, ze swoimi długimi czasami obserwacji i
ogromną
precyzją
fotometryczną, mógłby to
wykryć...Zdecydowano włączyć nowy cel do programu
satelity, pomimo wszelkich problemów i trudności
przy jego realizacji.
Zmiany prędkości radialnej gwiazdy 51 Peg, potwierdzające
jej okresowy ruch związany z obecnością planety w
odległości 0,05 jednostki astronomicznej, obiegającej
gwiazdę w ciągu 4,7 dni i mającej masę rzędu połowy masy
Jowisza.
Podziękowania : CNES
Nowy CoRoT
Program minisatelity PROTEUS, na którym miał być zainstalowany CoRoT, uległ opóźnieniu, a w tym
czasie aż trzy wydarzenia spowodowały zmiany tegoż projektu:
katastrofa EVRIS z 16 października 1996, tuż po opuszczeniu Ziemi...
postęp technologiczny w dziedzinie detektorów
najważniejsze wydarzenie naukowe: odkrycie pierwszej pozasłonecznej egzoplanety w 1995 roku w
Obserwatorium Haute Provence.
Naukowy program nowego satelity CoRoT jest znacznie ambitniejszy i projekt instrumentu
jest też oczywiście inny.
Matryce “CCD” (Charge Coupled Device) są obecnie duże, pozwalają obserwować wiele
gwiazd na raz, lepiej znoszą kłopoty związane z rozproszonym światłem Ziemi i są znacznie
lepszej jakości ( jednorodność, wydajność).
Po wykazaniu, że wszystko jest wykonalne, po pomyślnym wyszukaniu zagranicznych
partnerów (by obniżyć koszty Fracji) i po otrzymaniu decyzji w 2000 roku - rozpoczęła się realizacja i trwa
montowanie podsystemów, nie bacząc na ryzyko tak finansowe jak techniczne.
Trzeba pokazać, że w ramach programu małych misji ( zaproponowanym przez CNES)
jest możliwe zrealizowanie takiej, która pozwoli zająć się następującymi celami
naukowymi:
Szczegółowe badanie oscylacji ogromnej liczby gwiazd,
Wykrywanie planet ziemiopodobnych.
Do tego celu trzeba było wybrać orbitę, wykazać, że perturbacje, na które będzie
narażona misja, nie zakłócą szukanego sygnału. Potem trzeba było przedstawić wyniki
badań do zatwierdzenia przez ekspertów.
Po kilku kłopotach egzamin udało się przejść pomyślnie !
Realizacja satelity CoRoT
Decyzja
Październik 2000: komitet programów naukowych CNES wybrał w końcu satelitę CoRoT jako trzecią z misji
na platformę PROTEUS. Do wystrzelenia w 2004 roku.
Koszty CNES : około 60 milliardów euro
+ 50 inżynierów CNES/CNRS (5 lat)
+ 150 do 200 naukowców.
Zachowano francuskie "dowodzenie" !
Ale trzeba działać szybko, nadrabiać czas stracony na decydowanie... Dołączają do projektu nowi
partnerzy europejscy i brazylijscy.
Realizacja
Podstawowe "klocki" instrumentu powstają w fabrykach i laboratoriach. Gdy będą sprawdzone zostaną
złożone, krok po kroku, a na każdym etapie przechodząc testy prawidłowego działania i kontrole swych
możliwości.
W tym samym czasie wykonano platformę w zakładach ALCATEL Space w Cannes.
Instrument i platforma zostaną połączone w 2005 roku.
Po wielu sprawdzianach kompletny satelita będzie gotowy w końcu 2005 roku.
Wystrzelenie powinno nastąpić latem 2006 roku.
Inne satelity
Wystrzelenie satelity CoRoT w 2006 roku daje mu
przynajmniej 10 lat przewagi nad jego bezpośrednimi
następcami- satelitami KEPLER i EDDINGTON.
Następne etapy badań są bardzo ambitne; mają
nadzieję wykryć i przeanalizować warunki pojawiania
się życia we Wszechświecie.
Na wykresie każda z linii oznacza dolną [R???]
granicę
strefy
wykrywalności
planet
przy
wykorzystaniu różnych sposobów obserwacji:
linia zielona, spektroskopia z Ziemi,
linia czerwona, granica satelity CoRoT,
linia fioletowa, granica satelitów Kepler i
Eddington,
linia pomarańczowa, granica dla
astrometrycznej misji ESA - GAIA.
Wykres masa/odległość od gwiazdy. Naniesiono nań znane
planety: widać dotychczas odkryte egzoplanety (niebieskie),
planety Układu Słonecznego (czerwone). Ziemia znajduje
się w strefie "zamieszkiwalnej", ekosferze (zaznaczonej
kolorem szarym).
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LUTH
W czerwcu 2004 roku wystrzelony został mikrosatelita kanadyjski MOST, przygotowany przez Uniwersytet
w Toronto. Ma rozmiary małej walizki, a przeznaczony jest do obserwacji zmian fotometrycznych kilku
jasnych gwiazd, które może śledzić w sposób ciągły przez kilka mięsiecy.
Pierwsze wyniki potwierdzają znakomitą jakość obserwacji z kosmosu: ich dokładność i ciągłość. Można się
założyć, że naukowa interpretacja napotka wiele niespodzianek.
Europejska Agencja Kosmiczna (ESA), która uczestniczy w misji CoRoT, zaproponowała projekt następnej
generacji - EDDINGTON. Wykorzystując trzy teleskopy, każdy o średnicy 60 cm, EDDINGTON będzie wykrywał
planety rozmiaru Ziemi dzięki bardzo długim (do 3 lat) obserwacjom tego samego rejonu nieba. Program
sejsmologii pozwoli sięgnąć do gwiazd słabszych niż obserwowane przez satelitę CoRoT, a także do
najbliższych gromad gwiazdowych takich jak Plejady czy Hiady.
Niestety końcowa decyzja jest opóźniana przez kłopoty finansowe.
NASA, amerykańska agencja kosmiczna, rozwija do szukania małych planet projekt KEPLER. Jako główny
cel stawia sobie odkrycie planet podobnych do Ziemi, o takich samych rozmiarach i takich samych jak
Ziemia odległościach od macierzystej gwiazdy.
Będzie to teleskop o średnicy 1,2 m, obserwujący mniej więcej 100 stopni kwadratowych na niebie.
Umieszczony na orbicie heliocentrycznej poruszać się będzie "za Ziemią", dokładnie po jej drodze, co
umożliwi mu obserwowanie tego samego rejonu przez wiele lat.
Wystrzelenie
Wystrzelenie satelity planuje się na lato 2006. Wyniesie go na orbitę z kosmodromu Bajkonur (w
Kazachstanie) rakieta Sojuz.
Będzie to przynajmniej dwa lata przez konkurencyjnym projektem NASA - KEPLER. I kilka lat przed
projektem drugiej generacji EDDINGTON, przygotowywanym przez ESA, który boryka się z potężnymi
kłopotami finansowymi.
A potem...
Następnymi, bardziej ambitnymi, ale i bardziej odległymi, etapami będzie na przykład badanie atmosfer
egzoplanet pod kątem możliwości rozwoju na tam życia oraz zdobywanie dokładnych zdjęć egzoplanet.
Są to cele badawcze projektów ESA (o nazwie DARWIN) i NASA (o nazwie TPF), które powinny być
realizowane około roku 2015 i później.
Widma i sygnały
Analiza
Fourierapozwala
scharakteryzować
częstotliwości sygnału okresowego, a zbiór tych
częstotliwości nazywany jest widmem sygnału.
Odkrycie takiej rozwijalności pokazane zostało w
XIX wieku. Joseph Fourier odkrył matematyczną
metodę analizy złożonych zjawisk okresowych zwaną
obecnie "rozwijaniem na szeregi Fouriera" lub "analizą
widmową". Wykorzystał rozwinięcie w szereg
trygonometryczny
do
rozwiązania
równania
opisującego strumień przepływu ciepła: funkcja f rzeczywista, ciągła i okresowa ,o okresie T, może
zostać przedstawiona jako równoważna jej suma
prostych funkcji sinusoidalnych.
Sygnał okresowy
Sygnał nazywamy okresowym kiedy jego amplituda
x zmienia się regularnie w czasie; po stałym okresie T
powraca do wartości poprzedniej:
Jean Baptiste Joseph Fourier (1768-1830)
Częstotliwość
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie
Jedną z charakterystyk dźwięku jest jego częstotliwość, która jest bezpośrednio związana z jego
wysokością. Wyrażamy ją w Hertzach (Hz). Jednostką częstotliwości jest odwrotność czasu:
Mała częstotliwość odpowiada niskim dźwiękom, duża - wysokim.
Amplituda
Inną ważną charakterystyką dźwięku jest jego amplituda. Dźwięk może być silny lub słaby, głośny lub
cichy, odbierane jego natężenie zależy, między innymi, od amplitudy. Amplituda zaś odpowiada zmianom
ciśnienia.
Każdy sygnał okresowy daje się rozłożyć na sumę sygnałów sinusoidalnych o stałych
częstotliwościach i amplitudach (rozwinięcie na szereg Fouriera).
Metoda Fouriera
Analiza czasowa sygnału wykonana metodą
Fouriera, albo inaczej analiza widmowa sygnału,
pozwala uwidocznić jego podstawową składową.W
świecie muzyki analiza widmowa pozwala rozróżniać
rozmaite instrumenty: każdy z nich ma szczególną
tonację.
Dźwięk można "zobaczyć'' , bo nie jest niczym
innym jak ruchem materii. W szczególności bardzo
charakterystyczne są częstotliwości rezonansów.
Wibracje
(czyli
oscylacje)
rezonansowe
charakteryzują się, np. na strunie, sukcesywnie
występującymi wybrzuszeniami i "węzłami', to znaczy
miejscami, gdzie wibracje mają odpowiednio
największą lub zerową amplitudę. Na strunie
gitarowej typowa wibracja (oscylacja) rezonansowa
wygląda jak cały ciąg wybrzuszeń i wezłów.
Czysty dźwięk A (La, 440 HZ) oraz jego widmo
(podstawowa, pierwsza, druga, trzecia harmoniczna)
otrzymane z gitary i cymbałków.
Dźwięk A (czyli La, 440 Hz) wydobywający się
z kamertonu to dźwięk czysty..
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Dźwięk gitary składa się z wielu częstotliwości harmonicznych, harmonik..
Widmo cymbałków jest znacznie bardziej skomplikowane.
Gdy bada się sygnał, na przykład dźwięk, to widmo pozwala nam określić charakterystyki sygnału:
czestotliwość i natężenie (intensywność).
W przypadku Słońca, albo gwiazd, które znajdują się o miliony kilometrów od nas, jak można zobaczyć
wnętrze takich obiektów, miejsca, gdzie temperatury przekraczają miliony stopni?
Trzeba także słuchać, a nie tylko patrzeć. Do badań można wykorzystać fale dźwiękowe.
Światło pozwala badać jedynie powierzchnię obiektów, nie pozwala zajrzeć głęboko.
Dźwięk daje informacje o warstwach głębszych, ze swej natury potrafi dotrzeć nawet do samego
środka obiektu.
Wibracje Słońca
Oscylacje fotosfery słonecznej zostały odkryte
dzięki ruchom materii i przemieszczaniu się prążków
widmowych co wyjaśnia (efekt Dopplera).
Stosowano dwie metody badań:
Noyes, Leighton i Simon (1962) dokonywali
odejmowania dwu spektroheliogramów całego
Słońca, uzyskiwanych w niebieskich i
czerwonych skrzydłach linii wybranych prążków
widmowych.
Evans et Michard (1962) mierzyli przesunięcia
prążków w widmach małych obszarów Słońca.
Druga metoda była lepsza, bo pozwalała, dzięki
jednoczesnym obserwacjom prążków powstających na
różnych
wysokościach,
wyznaczyć
pionowe
przenoszenie się oscylacji w atmosferze słonecznej.
To właśnie w Obserwatorium Sacramento Peak w
Arizonie udało się po raz pierwszy wykonać
obserwacje i pomiary przesunięć prążków widmowych
w widmie Słońca.
Obserwatorium słoneczne w Sacramento Peak
Podziękowania : NOAO/AURA/NSF
Identyfikcja oscylacji
W najbliższej przyszłości warunki przenoszenia się
oscylacji będą mogły być precyzyjniej zbadane dzięki
analizie Fouriera dotyczącej nie tylko zmian w czasie,
ale i w przestrzeni.
Słońce
Jak się wydaje oscylacje pięciominutowe mogą być
wytworzone przez fale akustyczne modyfikowane
grawitacją, a objawiają się jako fluktuacje prędkości
i ciśnienia (mody p).
Z nich z kolei wynikają, pojawiające się w tym
samym czasie co fluktuacje prędkości, fluktuacje
jasności. Dopiero po długich ciągach obserwacji,
wydzieleniu "modów" i porównaniu z teoretycznymi
modelami budowy wewnętrznej Słońca, globalna
natura oscylacji została wyjaśniona przez Deubnera w
1975 roku.
Od tamtej pory zgodność między obserwacjami a
modelami teoretycznymi, przekonująca już w 1975,
została znacznie poprawiona.
Na powierzchni Słońca widoczne są nieregularności
wywołane ruchami materii, a te ruchy są
odpowiedzialne za oscylacje obserwowane w widmie.
Słońce w linii H alfa 6563, spektroheliogram z 9 marca 1997
(spektroheliograf w Meudon)
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Widmo Słońca
Od 20 lat naukowcy starają się w sposób ciągły
obserwować Słońce : instrumenty naziemne i
umieszczone w kosmosie (satelita SOHO) nieustannie
słuchają wibracji Słońca.
Do tej
pory odkryto
miliony modów o
częstotliwościach między 2 a 5 miliherców (okresy
bliskie 5 minutom). Są to częstotliwości znacznie
niższe od tych, na jakie są wrażliwe nasze uszy.
Amplitudy tych modów są bardzo małe - od kilku
milionowych (w fotometrii) do kilkudziesięciu
centymetrów na sekundę (w spektroskopii).
Ten ogromny zbiór danych, po zinterpretowaniu ich
przez teorię sejsmologii, dostarczył nam bardzo
precyzyjnych infomacji na temat aktualnej struktury
wewnętrznej Słońca.
Widmo Fouriera zmian jasności Słońca otrzymane w ciągu
600 dni przez aparaturę eksperymentu VIRGO umieszczoną
na pokładzie satelity SOHO.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie
Sejsmologia to idealne narzędzie do "podglądania wnętrza" gwiazd. Dzięki niej można wykrywać i mierzyć
charakterystyki częstotliwości własnych modów oscylacji gwiazd oraz wykorzystywać ich własności do
zrozumienia struktury wnętrz gwiazdowych. Wnętrze Ziemi i Księżyca poznano już w ten sposób dawno.
Teoria jest znana wystarczająco dobrze. Wykorzystuje ona, znaczne już, osiągnięcia geofizyki.Z
wyjątkiem szczególnych przypadków opiera się na mechanice i termodynamice klasycznej.
W zasadzie pozwala odtworzyć strukturę obiektu interpretując jego widmo częstotliwości, zatem
pozwala bezpośrednio badać szczegóły budowy wnętrza.
W odniesieniu do gwiazd jest to jedyny istniejący obecnie sposób badania tego, co się dzieje w
środku.
Badaniami wnętrza Słońca zajmuje się heliofizyka, a badaniami wnętrz gwiazdowych
astrosejsmologia.
Ewolucja gwiazd
Gwiazda taka jak Słońce spędza większość życia na
przetwarzaniu w swym wnętrzu wodoru na hel. Te
reakcje zachodzą w Słońcu także obecnie, a dzieje
się tak już od ponad 4 miliardów lat .
Za następnych kilka miliardów lat Słońce będzie
ewoluować szybciej. Wyczerpie wodór w swym
wnętrzu. Jego promień wzrośnie, temperatura
powierzchniowa zmaleje, utraci dużo masy i
pozostanie po nim bardzo gęste jądro, z którego
narodzi się gwiazda zwanabiałym karłem.
W miarę jak reakcje jądrowe przekształcają
kolejno różne atomy - zmienia się struktura gwiazdy.
Mówimy, że gwiazda ewoluuje.
W zależności od masy gwiazdy koniec tej ewolucji
może być:
Spokojny, gwiazda powoli stygnie tracąc
energię
Wybuchowy, nasilanie się pewnych reakcji
powoduje częściową lub nawet całkowitą
destrukcję gwiazdy (i wtedy można
zaobserwować zjawisko pojawienia się
gwiazdynowej, lub supernowej).
Taka ewolucja gwiazd w zależności od ich mas jest
pokazana schematycznie na wykresie jasność/temperatura
(temperatura powierzchniowa, jasność absolutna).
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / ASM
Czym bardziej masywna jest gwiazda tym szybciej ewoluuje.
Gwiazda podobna do Słońca żyje około 10 miliardów lat nim wyczerpie wodór w centrum
Gwiazda o masie 30 razy większej żyje tylko kilka milionów lat, a czas życia gwiazd najmniej
masywnych (mających masy rzędu jednej dziesiątej masy Słońca) jest porównywalny z czasem życia
Wszechświata (około 14 miliardów lat).
Wnętrza gwiazd
Gwiazdy to olbrzymie kule gazu (głównie wodoru i
helu).
Warunki fizyczne panujące w ich wnętrzach temperatury, ciśnienia, gęstości - bardzo się
zmieniają nie tylko między powierzchnią a centrum,
ale także między różnymi gwiazdami.
Napotyka się tam rozmaite procesy fizyczne,
którymi zajmują się różne gałęzie fizyki ( reakcje
jądrowe, oddziaływania materii z promieniowaniem,
hydrodynamika,...). Gwiazdy pozwalają badać te
procesy w warunkach nieosiągalnych w laboratoriach
fizyków.
Te procesy są odpowiedzialne za budowę i ewolucję
gwiazd.
Wnętrze naszej gwiazdy czyli Słońca.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Temperatura, jasność
W gwieździe takiej jak Słońce temperatura waha
się od około 5500 °C na powierzchni do ponad 15
milionów °C w centrum,a gęstość zmienia się od
mniej niż jednej milionowej grama na centymetr
sześcienny na powierzchni do około 150 gramów na
centymetr sześcienny w centrum.
Ale Słońce to gwiazda średnia. Niektóre gwiazdy są
znacznie bardziej masywne ( 100 albo i więcej razy),
a inne znacznie mniej masywne ( do 10 razy).
Miewają też powierzchnie znacznie gorętsze ( do
25000°C), ale i znacznie chłodniejsze (do 2000°C).
W niektórych gwiazdach temperatura w centrum
może osiągać kilkaset milionów stopni, a w tzw.
gwiazdach neutronowychgęstość w centrum może
osiągać miliard ton na centymetr sześcienny.
Na tym diagramie przedstawione są bardzo rozmaite
gwiazdy. Każdej z nich przyporządkowano punkt, którego
współrzędna na osi poziomej oznacza temperaturę
powierzchni gwiazdy, a na osi pionowej - jasność
gwiazdy(całkowite natężenie promieniowania emitowanego
przez jej powierzchnię). Kolorami zaznaczono, w danym
miejscu wykresu, liczbę gwiazd jakie zaobserwował
satelitaHIPPARCOS.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Budowa wnętrza gwiazd
Wysyłając promieniowanie gwiazda traci znaczne
ilości energii ( 4*1026 watów- czyli tyle co dałoby 400
milionów miliardów jednogigawatowych elektrownitraci Słońce a gwiazdy najjaśniejsze mogą tej energii
wysyłać nawet milion razy więcej).
Struktura gwiazdy zmienia się tak, że zachowana
jest
równowaga między
energią
traconą z
powierzchni gwiazdy i tą produkowaną w jądrze
gwiazdy przez reakcje nuklearne: przetwarzanie
najpierw wodoru w hel, potem na ogół helu w
pierwiastki cięższe (węgiel, tlen,...), a potem
ewentualnie także węgla w jeszcze cięższe...
Struktura gwiazdy może być bardzo różna. Zależy
od wieku gwiazdy, jej masy i składu chemicznego.
Schemat budowy wewnętrznej trzech modeli gwiazd: na
górze gwiazda bardzo stara,w środku gwiazda podobna do
Słońca, na dole gwiazda nieco bardziej masywna.
Pofalowane strzałki oznaczają rejony spokojne, a duże
"zawijasy" obrazują intensywne ruchy konwektywne.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
A także ...
CoRoT będzie gromadził ogromną ilość bardzo dokładnych danych na temat najdrobniejszych zmian blasku
tysięcy gwiazd. Oprócz tego, że będzie realizował swe dwa podstawowe cele - na pewno przyczyni się do
zrozumienia wielu innych problemów.
Na przykład pomoże:
Bardzo dokładnie zrozumieć własnościgwiazd zmiennych.
Wykryć wiele układów podwójnych i zrobić ich statystyczne porównania
Zrozumieć jak aktywność magnetyczna zależy od rodzaju gwiazdy
Znaleźć komety wokół innych gwiazd
Wykryć « obiekty pasa Kuipera » na obrzeżach Układu Słonecznego
.....
Przewiduje się powstanie przynajmniej 80 nowych programów, co będzie angażować ponad 200 badaczy.
Gwiazdy zmienne
Zakreskowane
obszary
na
diagramie
jasność/temperatura oznaczają położenia gwiazd
zmiennych. Jak widać u wielu grup gwiazd wykryto
już zmienność blasku.
Niestety zwyczajne techniki detekcji pozwalają
jedynie na przybliżone wytłumaczenie zmian.
Dzięki satelicie CoRoT własności zmian zostaną
poznane lepiej. Będziemy mieli niesłychanie dokładne
informacje pomagające zrozumieć ich przyczyny. Z
drugiej
strony,
mając
nowe
pomiary,
najprawdopodobniej wykryjemy nowe kategorie
gwiazd zmiennych.
Diagram jasność/temperatura dla różnych rodzajów znanych
gwiazd zmiennych
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Aktywność magnetyczna
Tak jak Słońce - tak i gwiazdy chłodne wykazują
aktywność. Związane jest to z obecnością pola
magnetycznego, wytwarzanego we wnętrzach gwiazd
przez "dynamo" (ruchy konwektywne i rotację
różniczkową).
Jednak nawet gdybyśmy dobrze znali słoneczny
magnetyzm (który objawia się na przykład w
ciemnych plamach na powierzchni, bo tam to pole
magnetyczne "wyłania się"), to szczegóły mechanizmu
odpowiadającego za te zjawiska nie są znane
wystarczająco.
Na skutek obrotu gwiazdy przez linię widzenia
przechodzą ciemne plamy, a to powoduje zmiany
blasku. CoRoT będzie je mierzył ( ich amplitudy i ich
okresy) bardzo dokładnie i u bardzo wielu gwiazd, co
pozwoli na opracowanie statystyczne tych danych.
Obraz Słońca w świetle białym, uzyskany w Meudon (styczeń
2004). Widać na nim wiele grup plam słonecznych
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / LESIA
Układy podwójne
W zaćmieniowym układzie gwiazd podwójnych
widać przechodzący sukcesywnie jeden składnik na
tle drugiego. To powoduje znaczące zmiany
całkowitego blasku układu, zjawisko podobne do
tranzytu.
Jeśli w dodatku jedna z gwiazd pulsuje, to zmiany
pulsacyjne bedą modulowane, bo gwiazda jest
częściowo zaćmiewana.
Takie drobne zmiany amplitudy pulsacji dają
wskazówki na temat struktury geometrycznej układu.
Modulacja (podczas zaćmienia) pulsacji gwiazdy znajdującej
się w układzie podwójnym.
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie /LESIA
Komety
Komety, dobrze znane w Układzie Słonecznym,
istnieją także wokół innych gwiazd. Wykryte zostały w
dysku, który otacza gwiazdę Pictoris.
Kometa, która będzie przechodzić na tle dysku
swej gwiazdy, będzie powodować spadek blasku
gwiazdy, rodzaj tranzytu (podobnego do tranzytu
planet), pod warunkiem, że obserwator będzie dobrze
"ulokowany".
Z powodu małych rozmiarów komet, i ich długich
warkoczy, « kometarny tranzyt » będzie miał inny
przebieg.
.CoRoT powinien móc to wykryć
Kometa przechodząca przed swą gwiazdą ( wizja artysty).
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie / UFE
Obiekty pasa Kuipera
Pas Kuipera to komety, planetoidy i inne drobne
ciała niebieskie poruszające się dalej od Słońca niż
orbita Neptuna. Obszar ten jest tak odległy (od 35 do
100 j.a. od Słońca), że jedynie obiekty najbliższe i
największe są wykrywalne bezpośrednio.
Obecność bardzo małych, albo bardzo słabych,
obiektów pasa Kuipera może być wykryta, gdy
przechodzą na tle gwiazdy, bo jej blask będzie sie
zmieniał. Ta metoda, zwana "zaćmiewaniem gwiazdy"
( jedyna, która pozwoli dotrzeć do dalekich rejonów
Układu Słonecznego), będzie stosowana przez satelitę
CoRoT.
Do tej pory odkryto setki obiektów. W tak zwanym
Obłoku Oorta istnieją ich prawdopodobnie miliardy.
Obłok rozciąga się aż do obrzeży Układu Słonecznego.
Bezpośrednia obserwacja dużego obiektu pasa Kuipera,
Sedny. Sedna znajduje się w środku zielonego kółka.
Podziękowania : NASA / Caltech
Obłok Oorta
Obłok Oorta to gigantyczna "bańka" bardzo rzadkiej
materii, daleko od Słońca, poza pasem Kuipera,
zawierająca miliardy komet. Rozciąga się między
około 20 000 a 150 000 j.a. od Słońca.
Może zawierać miliardy jąder kometarnych i być
źródłem większości komet, które pojawiają się w
centralnych rejonach Układu Słonecznego ( niektóre
komety krótkookresowe mogą pochodzić z pasa
Kuipera).
Pas Kuipera wewnątrz Obłoku Oorta
Podziękowania : Obserwatorium Paryskie/ ASM