Szatmáry Károly - Szabados László

Űrtávcsövek

 (Cikk a Meteor Csillagászati Évkönyv 2009 kötetben)

 
    Túlzás nélkül állíthatjuk, hogy a földi légkörön túli űrtávcsövekkel végzett megfigyelések forradalmasították a csillagászat tudományát. Alapvetően új ismeretekhez jutottunk, szinte új világ tárult elénk azáltal, hogy változatos, a felszínről nem látható hullámhosszon sugárzó képét mutatja az univerzum. Az űrcsillagászat kifejlesztésére azért volt szükség, hogy a légkör számos, a megfigyeléseket akadályozó illetve nehezítő hatását kiküszöböljük:

    1. A földi légkör az űrből érkező elektromágneses hullámoknak csak egy részét engedi át, a többit elnyeli (1. és 2. ábra). A gamma-, a röntgen- és az ultraibolya sugárzás többsége nem érkezik le a földfelszínig (az élővilág szerencséjére). Az infravörös tartományban is csak részben végezhetünk megfigyeléseket, a légkör molekulái nagy részét elnyelik. Az igen szűk optikai (látható vagy vizuális) tartomány és a rádiósugárzás sokkal szélesebb hullámhossztartománya ér le a Föld felszínéig, ezért használhatunk optikai és rádiótávcsöveket. Tehát az elektromágneses sugárzás nagy részét csak a légkörön túlról figyelhetjük meg. Ez pedig alapvetően fontos ahhoz, hogy az égitestekről többet tudjunk meg.
Egészen másképp néz ki a világ a különféle hullámhossztartományokban, hiszen a hőmérséklettől függ a sugárzás intenzitáseloszlása. Néhány speciális jelenség (pl. az elektron-pozitron annihiláció 511 keV-on) is csak a légkörön túlról tanulmányozható.
    2. A felszínen jelentősen korlátozza a megfigyeléseket az égi háttérfényesség. Ha ez nagy, akkor a halvány égitestek beleolvadnak a háttérbe, gyakorlatilag nem vizsgálhatók. Különösen káros ilyen szempontból az egyre terjedő fényszennyezés. Az űrtávcsövek alkalmazásánál a háttérfényesség minimális.
    3. A földi távcsövek felvételein a csillagok képe egy kb. 1 ívmásodperc átmérőjű elmosódott folt a légköri turbulencia, a fénytörés helyről helyre való változása miatt. Az elméleti felbontóképesség nem érhető el. Az újabban használt adaptív optikai rendszerek (amikor deformálható felületű optikai elemekkel optimalizálják a kép élességét, ld. Fűrész Gábor ELTervezett távcsövek c. cikkét) már lehetővé teszik a 0,1 ívmásodperces felbontást, de csupán a látómező egy kis részében, az optikai tengely irányában.
    4. A súlytalanság állapotában lévő űrteleszkópoknál az optikai elemek nem torzulnak, a köztük lévő távolságok pedig nem változnak a gravitáció miatt. A Föld mágneses tere is kevésbé zavarja a detektorokat.
  5. Megfelelő pályára helyezett űrtávcsövekkel ugyanaz az objektum heteken-hónapokon át megszakítás nélkül is észlelhető, ami a csillagászati idősorok vizsgálatánál (pl. asztroszeizmológiai kutatások, fedési exobolygók keresése esetén) lényeges előny a földfelszíni lehetőségekhez képest.

1. ábra. A légkör áteresztése a különböző hullámhossztartományokban.

2. ábra. A légköri elnyelődés kicsit részletesebben, összetevők szerint.

 1. táblázat. Az elektromágneses spektrum tartományai. A röntgen- és gammasugárzás esetében nem a hullámhosszat, hanem a fotonok energiáját adják meg az elektronvolt (eV) ezerszeres (keV) és milliószoros (MeV) egységeiben. Az átszámítás: E [keV] = 1,24 / l [nm]. 

3. ábra. Az elektromágneses spektrum főbb tartományai

 
    A légkörön kívüli csillagászati megfigyelések nagy kihívást jelentettek a mérnökök, a műszerfejlesztők és az informatikusok számára. Meg kellett oldani a következő problémákat, feladatokat:
   1. Az űrtávcsövek megfelelő pályára állításához szükséges hordozóeszközök, gyorsító rakétafokozatok kifejlesztése.
   2. Az űrtávcsövek pontos irányba állását és annak stabilizálását lehetővé tevő berendezések létrehozása (giroszkópok, vezető rendszerek).
  3. Az űreszközökkel való kapcsolattartás, vezérlési feladatok megoldása. Az óriási mennyiségű mérési adat rögzítése, továbbítása, fogadása, tárolása majd feldolgozása a földi központokban. Ehhez korszerű rádiótávcsövekkel felszerelt bázisokra és a legfejlettebb számítástechnikára van szükség.
   4. Olyan speciális távcsőszerkezetek (eltérítő tükrök) és érzékelők, detektorok kifejlesztése, amelyek lehetővé teszik a nagy energiájú fotonok érzékelését, és olyanoké is, melyek a kis energiájú távoli-infravörös vagy mikrohullámú sugárzás megfigyelésére alkalmasak.

Az elektromágneses hullámhossztartományokat (3. ábra) és az ott használt jellegzetes detektorokat az 1. táblázat foglalja össze.
Az űrcsillagászati megfigyelési programok elsődleges feladatai:
    1. Feltérképezni lehetőleg a teljes égboltot különféle hullámhossztartományokban (all-sky survey).
    2. Pontszerű források keresése mindenféle hullámhosszon, ezek azonosítása már ismert objektumokkal. Hirtelen felvillanások, tranziensek felfedezése és ezekről gyors riasztás.
    3. Égitestek színképének felvétele a lehető legszélesebb tartományban. Színképvonalak alakjának és eltolódásának meghatározása.
    4. A fényesség, a színkép és a polarizációs állapot időbeli változásainak nyomon követése.

 Az űrcsillagászat rövid története 

    Értelmezésünk szerint mindazok a távcsöves megfigyelések, amelyeket nem földfelszíni teleszkópokkal végeznek, az űrcsillagászat tevékenységi körébe tartoznak. A teleszkóp vagy más megfigyelőeszköz elhelyezése szerint így az észlelőplatform lehet repülőgép, ballon, rakéta illetve űreszköz az elérhető magasság növekvő sorrendjében.
     Ezek közül legelőször a ballont vették igénybe csillagászati célokra: a francia Jules Janssen már 1874-ben egy hőlégballon kosarában 7300 m magasra emelkedve kézi spektroszkóppal vizsgálta a Napot. Rendszeressé azonban csak 1951-től váltak a léggömb kosarából végzett csillagászati észlelések. Néhány évvel később már a csillagásznak sem kellett a magasba emelkednie, mert automatizált, illetve távirányítású műszerekkel végezték a megfigyeléseket. A ballon nagy magasságba juttatása meleg levegő helyett a levegőnél kisebb sűrűségű gázzal érhető el. A ballonos csillagászat hőskorából a legemlékezetesebb a Princeton Egyetem Stratoscope missziója. Ennek keretében 1962-ben már 90 cm átmérőjű távcsövet  küldtek a sztratoszférába, több mint 30 km-rel a földfelszín fölé.
    A repülőgépek fedélzetéről végzett csillagászati megfigyelések története is meglepően régre, az 1920-as évekre nyúlik vissza. 1923. szeptember 10-én, majd azt követően minden teljes napfogyatkozás idején tudományos célú megfigyeléseket is végeztek a Napról repülőgéppel a magasba emelkedve.
    Nemcsak a ballonos és a repülőgépes csillagászatra, hanem a később megszületett rakétás és műholdas csillagászatra is igaz, hogy első célpontként a Napot vizsgálták. A rakétákon és műholdakon elhelyezett csillagászati műszerekkel végzett kutatásokat azonban nagyon hamar kiterjesztették a távolabbi, halványabb égitestekre.
    A rakétás csillagászat 1946-ban kezdődött, amikor az amerikaiak a németektől zsákmányolt, világháborús V2-rakétát lőttek fel a rajta elhelyezett, ultraibolyában érzékeny detektorral. 1949-ben már a Nap röntgensugárzását is sikerült észlelni, ugyancsak rakétával felküldött érzékelővel. 1962-ben már saját fejlesztésű, Aerobee rakétára helyezett műszerekkel végeztek röntgencsillagászati méréseket az amerikaiak. A Ricardo Giacconi és Bruno Rossi vezette tudományos program keretében eredetileg a Hold fluoreszcens röntgensugárzását akarták kimutatni, amelyet a napsugárzás nagy energiájú fotonjai idéznek elő, de a rakéta hossztengely menti gyors forgása miatt a detektor a más irányokból érkező röntgensugárzást is észlelte.
    Váratlanul egy igen erős röntgenforrást találtak a Skorpió csillagképben, de a Sco X-1 névvel jelölt forrás helyzetét az akkori detektorokkal még nem sikerült pontosan meghatározni. Kezdetben ugyanis csillagászati célra is a fizikai laboratóriumi méréseknél használatos eszközöket alkalmaztak, s ezeknél az irányérzékenység lényegtelen szempont, hiszen az ilyen mérésekhez a kutató maga helyezi el a röntgenforrást a kísérleti berendezés megfelelő helyére. Mivel a Sco X-1 a Nap után a második legerősebb kozmikus röntgenforrásnak bizonyult, nagy meglepetést váltott ki, amikor 1966-ban végre megtalálták az optikai megfelelőjét: egy jelentéktelennek tűnő, mindössze 13 magnitúdós kettőscsillag, a V818 Scorpii sugároz ennyire erősen a röntgentartományban. Ez a megdöbbentő felfedezés egyrészt jól példázza, hogy a földfelszíni csillagászati műszerekkel begyűjthető információk alapján mennyire hiányosan írható le az egyes objektumok viselkedése, másrészt alaposan felkeltette az érdeklődést a csakis a Földön kívül végezhető röntgencsillagászati észlelések iránt. Hogy a röntgentartomány vizsgálata a csillagászat mennyire fontos részévé vált, az is mutatja, hogy Giacconi úttörő tevékenységéért és tudományos eredményeiért kiérdemelte a fizikai Nobel-díjat (a korábban elhunyt Rossiról pedig egy röntgencsillagászati űrszondát neveztek el).
    Az 1960-as években már mesterséges holdak is keringtek a Föld körül, némelyik emberrel a fedélzetén, sőt a Hold meghódítása is javában zajlott. A két világhatalom hidegháború hajtotta űrversenye közepette azonban 1959-től már szinte minden felbocsátott űreszköz fedélzetén csillagászati megfigyelések végzésére alkalmas műszer is volt. Igaz, eleinte ezek elsősorban az eltitkolt nukleáris kísérletek során felszabaduló gammasugárzás detektálására szolgáltak. Maga a felderítés is titkos volt, ezért az amerikaiak által 1969-ben véletlenül felfedezett gammakitörésekről csak négy év késéssel szerezhetett tudomást a csillagászközösség. Ma pedig már külön e célra alkotott, speciális űrszondákkal és széles nemzetközi együttműködésben vizsgálják a csillagászok az univerzum eme legnagyobb energiájú jelenségeit.
    Kifejezetten csillagászati célú űrszondák 1962-től léteznek. A Nap kutatására szolgáló OSO (Orbiting Solar Observatory) sorozat nyolc tagját 1962 és 1975 között bocsátották fel, a csillagok ibolyántúli sugárzását észlelő OAO (Orbiting Astronomical Observatory) műholdcsalád második tagja pedig 1968-ban került Föld körüli pályára (az OAO-1 nem működött).
    A csillagászat történetében emlékezetes marad az Uhuru 1970 és 1973 között végzett tevékenysége: ez az amerikai szonda vizsgálta át elsőként a teljes eget nem optikai források után kutatva, mégpedig a röntgenhullámhosszakon. (Az Explorer sorozat 42. tagjaként felbocsátott röntgenszonda furcsa egyedi neve szuahéli szó, amely magyarul szabadságot jelent. Maga az elnevezés onnan ered, hogy az űrszondát Kenya nemzeti ünnepén az Indiai-óceán kenyai partjai mellett horgonyzó San Marco-platformról indították.) Az akkor még viszonylag gyenge felbontású röntgentérképen szereplő több száz forrás közül rengeteg bizonyult változó erősségűnek az Uhuru több mint két évet átfogó mérései során.
    A földfelszínről nem vizsgálható más hullámhossztartományok esetében is az égbolt feltérképezése volt az elsődleges feladat. Az infravörös színképtartományban ezt az IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) hajtotta végre 1983-ban, a gammasugárzás tartományában az 1991-ben pályára került Compton (CGRO), és némileg meglepő módon az ibolyántúli színképtartományban végzett alapos égfelmérés maradt utoljára (GALEX, 2003-tól). (Az ibolyántúli színképtartományban végzett korábbi égboltfelmérés során az 1970-es évek elején mindössze 31000 forrást sikerült detektálni.) Az IRAS égfelmérése azért is nevezetes, mert az annak eredményeként kapott katalógusok képezték az első igazán nagy számítógépes adatbázist a csillagászat történetében.
  A huzamosabb ideig működő, illetve a hasonló hullámhosszú sugárzást észlelő, egymást követő űrszondák mérései alapján vizsgálhatóvá vált a források változékonysága is. A szondák teljesítőképességének (szögfelbontás, érzékenységi küszöb) fokozásával az egyes hullámhossztartományokban észlelhető “háttérsugárzás” szintje is egyre alacsonyabbra került, a tökéletesebb eszközökkel észlelve ugyanis kiderült, hogy amit korábban háttérsugárzásnak véltek, az rengeteg egészen távoli, kis intenzitású forrás egybemosódó jele - kivéve persze a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást.
    Az űrcsillagászat első évtizedeiben természetes törekvés volt, hogy egyre nagyobb távcsöveket küldjenek a Földön kívülre, és ezt egy ideig pénzügyi szempontok is alig korlátozták. Ennek szellemében született meg a NASA Nagy Obszervatóriumok programja, amely a közeli-infravörös, optikai és közeli-UV hullámhosszakon észlelő Hubble-űrtávcsövet, a Compton gammaobszervatóriumot, a Chandra röntgenobszervatóriumot és az infravörös tartományt vizsgáló Spitzer-űrtávcsövet foglalja magában (4. ábra). Azonban már e program előkészítése során látni lehetett, hogy a jövő útja nem ez - az univerzum kutatását olcsóbb, kisebb, de magasabb technológiai szintű, érzékenyebb és bizonyos kutatási feladatok elvégzésére optimalizált szondákkal kell folytatni. Ez az utóbbi tendencia érvényes napjainkban is, noha a Nagy Obszervatóriumok részben jelenleg is működnek, és tökéletesen beváltották a hozzájuk fűzött reményeket. De már léteznek és ugyancsak eredményesek az utazótáska méretű csillagászati szondák is, amelyek viszonylag kis előállítási és működtetési költsége lehetővé tette, hogy a nagyhatalmak mellett kisebb országok is (önállóan vagy másokkal összefogva) folytathassanak űrcsillagászati tevékenységet. A nem földfelszíni csillagászat történetének fontosabb eseményeit és a jelentősebb űrcsillagászati missziókat a 2. táblázatban foglaljuk össze.
 

4. ábra. A NASA négy Nagy Obszervatóriuma: a CGRO, a Chandra, a HST és a Spitzer (SIRTF).

    A légkörön kívülről végzett csillagászati megfigyelések fokozatosan meghatározókká váltak az univerzum kutatásában. Az űrcsillagászati tevékenység részarányának számszerűsítése azonban lehetetlen és értelmetlen is, mert a konkrét kutatásokban és az egyes eredmények elérésében egyre szorosabb az együttműködés a földfelszíni és az űrbe telepített csillagászati műszerek között. Az űrcsillagászat léte egyáltalán nem veszélyezteti a földi obszervatóriumokat - még a légkör felett végzett optikai megfigyelések sem teszik szükségtelenné a hagyományos optikai csillagászatot. Az űrszondákkal végzett csillagászati kutatások ráadásul nem jelentették a ballonos és repülőgépes csillagászat végét sem.
    Ballonokra szerelt csillagászati műszerekkel elsősorban a mikrohullámú sugárzást tanulmányozzák a háttérsugárzás térbeli eloszlásának pontos meghatározására, a repülőgépes csillagászati obszervatóriumok pedig az infravörös színképtartomány vizsgálatára specializálódtak. Alkalmazásukat elsősorban viszonylagos olcsóságuk indokolja - ugyanakkora távcső felbocsátása és működtetése a légkörön kívül nagyjából tízszer többe kerülne. De további előnyök is említhetők. A ballonra szerelt mérőberendezés többször is használható, a műszerek esetleges hibája a ballon visszatérése után a felszínen javítható, sőt még súlykorlát sincs, mert megfelelően nagy térfogatú ballonnal egészen nagy tömegű és/vagy méretű eszköz is feljuttatható a sztratoszférába. Például a 800 ezer köbméter térfogatú BOOMERANG ballon 1998 óta többször is 37 km magasba vitte a mikrohullámú háttérsugárzás anizotrópiájának vizsgálatára szolgáló másfél tonnás teleszkópot. A ballonok anyaga ma már lehetővé teszi, hogy heteken át a magasban tudja tartani a rászerelt észlelőberendezést.
    A BLAST (Balloon-borne Large-Aperture Submillimeter Telescope) nemzetközi összefogással készült, ballonon repülő 2 m-es Cassegrain-távcső. A 250, 350 és 500 mikrométeres hullámhosszon készít 30, 42 és 60 ívmásodperces felbontású felvételeket 270 bolométer detektorával. Eddig két sikeres repülése volt: 2005-ben az Arktiszról felbocsátva (4 napig volt fent), 2006-ban pedig az Antarktiszról (11 nap). A harmadik, 2009-es mérései során már a szubmilliméteres sugárzás polarizációját is érzékeli majd. Fő feladata a Tejútrendszer csillagképződési helyeinek vizsgálata, a csillagközi anyag sugárzásának, galaxisok vöröseltolódásának és a kozmikus háttérsugárzás megfigyelése.
    Egy vadonatúj repülőgépes csillagászati obszervatórium, a SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) - több éves késéssel - mostanában kezdi működését. A rakétás csillagászat viszont kétségtelenül háttérbe szorult a rövid ideig tartó repülés által korlátozott mérési idő miatt (5. ábra).

5. ábra. A legfontosabb űrtávcsövek érzékelési hullámhossztartománya.

 Az űrtávcsövek elhelyezése

    Az űrtávcső által észlelt hullámhossztartomány és a kutatási feladat már megszabhatja, hogy az eszköz milyen pályára kerüljön. A számos lehetséges pályatípus ugyanis más-más előnyökkel és hátrányokkal jár.
    A felszín felett néhány száz km magasságban húzódó, ún. LEO (Low Earth Orbit) pálya előnye az, hogy az azon keringő űreszköz szükség esetén a helyszínen javítható asztronauták bevonásával - ilyesmire nagy szükség volt a Hubble-űrtávcső esetében a főtükör csiszolási hibája és az elavult vagy elromlott eszközök cseréje miatt. Ugyanakkor kedvezőtlen, hogy a gyors (nagyjából másfél órás periódusú) keringés miatt bonyolult az észlelések tervezése és végrehajtása, és a Föld közelsége is zavaró lehet.
    Magasabb pályára azokat a csillagászati szondákat érdemes telepíteni, amelyek méréseit a földi magnetoszféra zavarja. Ilyenek a nagy energiájú (röntgen- és gamma-) sugárzást vizsgáló űrszondák. A HEO (High Earth Orbit) pályán keringő szondák százezer km-re is eltávolodhatnak a Földtől. E pályák további előnye az, hogy a hosszabb keringési idő egy-egy objektum huzamos - akár több napig tartó -megfigyelését is lehetővé teszi. Korábban, amikor e rövid hullámhosszakon még gyenge volt a csillagászati műszerek irányérzékenysége, az is a HEO pálya előnyének számított, hogy az elnyúlt elliptikus pálya lehetővé tette azt, hogy a Hold átmenetileg olyan területeken is elfedjen a szonda felől nézve a látóirányban mögéje kerülő objektumokat, amelyeken a Földről nézve nem következik be Hold-fedés. A szonda és a Hold pályájának ismeretében a fedés időpontjából pontosan meg lehet határozni az eltakart égitest koordinátáit. Szerencsére ma már nincs szükség ilyen “trükkre”, a források pontos égi pozíciója közvetlenül is meghatározható. A HEO pálya ugyancsak előnyös rádiócsillagászati méréseknél, ha VLBI-mérések esetén az alapvonal egyik végpontja (azaz az interferometriai észlelésekben részt vevő egyik rádióteleszkóp) a világűrben van.
    A távközlési célú mesterséges holdak mellett a csillagászati szondákat is érdemes geostacionárius pályára telepíteni. A felszíntől 36000 km magasságban, az egyenlítő fölött 1 napos periódussal keringő űreszköz bármely földi pontból nézve mozdulatlannak tűnik, ami egyszerűbbé teszi a kapcsolattartást az ilyen holddal. Ez különösen az obszervatóriumként működő űrszondáknál jelent előnyt. Űrobszervatóriumnak az az űrszonda tekintendő, amelynél az észlelési időt pályázati úton lehet megszerezni, mint a jelentősebb földi obszervatóriumoknál. Az észlelő - akinek számára a szonda éppen végzi a megfigyelést - a földi irányítóközpontból a szakszemélyzet segítségével tudja vezérelni az észlelési folyamatot. A geostacionárius pályán keringő obszervatóriumok közül a legismertebb a 18 éven át UV-színképek készítését végző IUE, amellyel a nap 16 órájában a NASA Goddard Űrközpontból (Baltimore, Maryland), 8 órán át pedig az ESA spanyolországi Villafranca del Castillo-ban levő irányítóközpontjából tartották a kapcsolatot.
    Újabb keletű a csillagászati célú űreszközöknek a Nap-Föld rendszer valamelyik librációs pontjába telepítése (6. ábra). Az öt lehetséges librációs (vagy Lagrange-) pont közül négy jöhet szóba csillagászati megfigyelések esetén: a Napot a Földdel összekötő egyenes mentén a Földtől 1,5 millió km-rel a Nap felé levő L1 pont, ugyanezen egyenes mentén a Földtől ugyanennyivel kifelé levő L2, valamint a Föld pályája mentén a Föld előtt illetve mögött 60 fokkal levő L4 és L5 pontok. A belső (L1) és a külső (L2) Lagrange-pontok esetén az űrszondát nem pontosan ezekbe a pontokba telepítik, hanem a pontok körüli kis sugarú, ún. halópályára (de Lissajous-pályaként is hivatkoznak erre). Ez nemcsak stabilabb, de más előnyei is vannak. Az L1 pont körül napkutató szondák (pl. a SOHO) működnek. Mivel a megfigyelési adatok a szondától fénysebességgel érkeznek a Földre, hamarabb tudomást szerezhetünk a Naptól felénk tartó részecskeeseményekről, a napszél ugyanis lassabban ér ide, mint a róla információt hordozó elektromágneses sugárzás. Itt a halópálya azért előnyös, mert ha a szonda pontosan a belső Lagrange-pontban lenne, a Nap állandóan a szonda hátterében látszana, és a csillagunk elektromágneses sugárzása “zajként” rakódna a szonda antennája által a Földre sugárzott jelre.

6. ábra. A Nap és egy bolygója rendszer öt librációs pontjának helyzete.

    A pontosan a külső Lagrange-pontba telepített szonda esetében pedig a Föld eltakarná a Napot, ezért nem lehetne napelemekkel biztosítani a szonda energiaellátását. Itt pedig emiatt is előnyös a halópálya, nemcsak annak stabilitása miatt. Az L2 pont körül keringő csillagászati szondák számára a környezeti hőmérséklet egészen alacsony, egyszersmind stabil, és a Föld is elég távol van ahhoz, hogy egyáltalán ne zavarja a méréseket. Ilyen pályán működik a WMAP szonda, és a tervek szerint oda telepítik az ESA GAIA nevű asztrometriai szondáját (várhatóan 2011-ben), valamint a Hubble-űrtávcső utódjaként emlegetett Webb-űrtávcsövet is (2013-nál nem hamarabb).
    Az L4 és L5 pontok felé haladó szondapár, a STEREO a Nap és a belső helioszféra háromdimenziós vizsgálatára képes. A Föld pályája menti Lagrange-pontot úgy lehet egyszerűen elérni, hogy a szondát a Földdel majdnem egyező pályára küldik. Ha a keringési periódus kicsit hosszabb 1 évnél, a szonda lemarad, és a Földet követő Lagrange-pont felé sodródik. Egy évnél kicsit rövidebb periódus esetén pedig a szonda a vezető Lagrange-pont felé előresiet a Földhöz képest (7. ábra).

7. ábra. A STEREO szondák helyzete az indítás után 2 évvel, 2008-ban.

    Az 1 évvel nem pontosan egyező periódusú heliocentrikus pályának más előnyei is vannak. A jelenleg is működő Spitzer-űrobszervatórium számára például azért választották a Földet követő pályát, mert a bolygónktól egyre jobban lemaradó szonda műszereivel végzett infravörös tartománybeli méréseket nem zavarja maga a Föld, a szonda és környezete megfelelően alacsony hőmérsékletű, ezért a hűtőanyag lassabban fogy, végül pedig a passzívvá váló űreszközt nem kell megsemmisíteni, hiszen úgyis eltávolodik tőlünk. A tervek szerint 2009 februárjában indítandó Kepler-űrtávcső szintén Nap körüli pályára kerül, 372 napos keringési periódussal. Lassan távolodik majd a Földtől, kb. 25 év múlva a Nap túlsó oldalára, a földpálya L3 pontja közelébe kerül, 300 millió km-re tőlünk.
    Előfordul, hogy a nem a Föld körül keringő űreszközök megfelelő pályára helyezéséhez más bolygók vagy holdjaik gravitációs hatását is igénybe veszik. Az ilyen hintamanőver jelentősen csökkenti a misszió üzemanyagigényét, így költségeit is. Csillagászati szempontból a legemlékezetesebb a Nap poláris vidékeit is vizsgáló Ulysses lendítéses pályája: ezt az űrszondát nem a Nap, hanem a Jupiter felé indították, hogy aztán az óriásbolygó tömegvonzása kilendítse az Ulyssest az ekliptika síkjából (8. ábra). Hasonló, nagy pályahajlású szonda (POLARIS) indítását tervezik az ESA-NASA együttműködés keretében 2015 körül.

8. ábra. Az Ulysses szonda Nap körüli harmadik keringése.

 Az űrtávcsövek néhány sajátossága

  Ahogyan a Föld felszínén működő fontos csillagászati távcsövek - nemcsak a legnagyobbak - között nincs két egyforma, akár optikai jellemzőit, akár műszerezettségét tekintve, ugyanúgy az űrtávcsövek is mind egyediek. A változatosságot az is fokozza, hogy az elektromágneses színkép egyes tartományait nem is lehet az optikai távcsövekhez hasonló eszközökkel felfogni. Az űrtávcsövek sajátosságait ezért a vizsgált hullámhossztartomány szerint érdemes áttekinteni.
    Rádiótávcsövek elsősorban a Földön működnek, mivel a kozmoszból származó, néhányszor 10 méternél rövidebb hullámhosszú rádiósugárzás zavartalanul lejut a felszínre. Az ennél kisebb energiájú rádióhullámok az ionoszféra tetejéről visszaverődnek - de ugyanez a hatás teszi lehetővé a közönséges rádiózást a rövid-, közép- és hosszúhullámokon. Rádiócsillagászati célú űrtávcsöveket elsősorban a nagyon hosszú alapvonalú interferometriai (VLBI) mérések bázistávolságának növeléséhez használnak a nagyméretű földi rádiótávcsövekkel szoros együttműködésben. Az észlelendő sugárzás nagy hullámhossza miatt a rádiótávcsövek gyűjtőfelülete nem szükségszerűen tömör, folytonos, ezért a kozmoszban működő rádióteleszkópokat “összehajtva” küldik fel, és az antenna a megfelelő időben és helyen földi parancsra csomagolódik ki és veszi fel a kívánt alakot.
    Az infravörös tartományban történő észlelés sajátossága, egyben legnagyobb nehézsége az, hogy az észlelőberendezés hőmérsékletét (a távcsőét és a detektorét egyaránt) egészen alacsony értéken kell tartani. A szobahőmérsékletű és annál hidegebb testek hőmérsékleti sugárzása ugyanis főként infravörös-fotonokból áll, s ha a műszerek nincsenek lehűtve, akkor a saját sugárzásuk elnyomja a kozmikus forrásoktól (bolygóközi portól, csillagközi anyagtól stb.) származó gyenge jelet. Az infravörösben érzékelő űreszközök működési ideje akkor ér véget, amikor elfogy a hűtőanyag, ami napjainkban általában cseppfolyós hélium (azzal 4 K közelébe hűthető a teljes észlelőberendezés). A hűtőanyag felhasználása után már csak a közeli-infravörösben lehet használható méréseket végezni űreszközökről. A hőmérsékleti környezet szempontjából ezért előnyös, ha az infravörösben érzékelő űrtávcső nincsen egészen közel a Földhöz.
    Az optikai csillagászati mérésekre szolgáló űrtávcsövek között is akad különlegesség, melyek közül itt csak egyet említünk: a Hipparcos asztrometriai űrmisszió tükrét. Az asztrometriai mérések során az égitestek egymáshoz viszonyított helyzetét határozzák meg. A nagyon eltérő irányokban látszó égitestek közötti koordinátakülönbséget már csak azért sem lehet pontosan meghatározni, mert a légköri refrakció megváltoztatja a fényforrások látszó irányát a valódi helyzetükhöz képest, és a nehézségi erőtérben maga a távcső is enyhe mechanikai deformációknak van kitéve, ha más-más irányba néz. A súlytalanság állapotában a légkörön kívül mozgó űrtávcsőnél e két zavaró hatás egyike sem lép fel, így két nagyon eltérő irányú csillag pozíciókülönbségét is egészen pontosan meg lehet határozni. A két irány egyidejű vizsgálatát úgy érik el, hogy a főtükröt egy átmérője mentén kettévágják, és a két fél tükröt úgy rögzítik egymáshoz, hogy az optikai tengelyük megfelelően nagy szöget zárjon be egymással. A Hipparcos tükrénél ez a szög 29 fokos volt, így a szonda detektorai egymástól 58 fokra levő égterületeken levő források helyzetét érzékelték. A félbevágott távcsőoptika ötlete nem egészen új: a 19. században kettéfűrészelt lencsét tartalmazó távcsővel (ezt nevezik heliométernek) határozták meg a Nap átmérőjét, és az első csillagparallaxis-meghatározás (61 Cygni – F.W. Bessel, 1838) is heliométeres pozíciómérés alapján történt.
    A csillagászati űrmissziók még viszonylag kis távcső esetén is drágák. A költségcsökkentés egyik lehetséges módja a felbocsátandó eszközök tömegének visszafogása. Részben ezért működnek kis átmérőjű távcsövek az űrben. Egy távcső tömege azonban úgy is lényegesen csökkenthető, hogy a tükröt nem hagyományos optikai alapanyagokból (üvegből, kerámiából) készítik, hanem az egészen kis fajsúlyú berilliumból. Igaz ugyan, hogy a berillium nagyon drága, de a távcső össztömegének redukálásával alaposan lecsökken a felbocsátás és a működtetés energiaigénye, amitől végeredményben olcsóbbá válik a misszió. Berilliumtükröt tartalmaz(ott) például az IUE és a Spitzer űrobszervatóriumok távcsöve, és a James Webb-űrteleszkóp hatalmas tükre is e könnyűfémből készül.
    Az optikainál jóval nagyobb energiájú távoli-ultraibolya fotonok reflektálására a tükör felületén levő alumíniumréteget lítium-fluoriddal (LiF), egészen rövid hullámhosszú fotonok észlelésére pedig szilícium-karbiddal (SiC) vonják be. A 90-120 nm közötti UV-tartományt érzékelő FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) négy szegmensből álló tükre közül kettőnél LiF, a másik kettőnél pedig SiC bevonat biztosítja a jó hatásfokú visszaverődést. Még nagyobb fotonenergiák esetén már semmilyen bevonat sem segít: a beeső fotonok a tükör felületén áthatolva, részecskékként viselkedve elnyelődnek a tükör anyagában.
   A röntgencsillagászat akkor indult rohamos fejlődésnek, amikor sikerült megoldani az ilyen nagy energiájú fotonok összegyűjtését és leképezését is. A röntgensugarak visszaverődése ugyanis súroló beeséssel elérhető. Ahogyan a lapos szög alatt elhajított kavics visszapattan a víz felszínéről (“kacsázik”), a tükör felületét súroló röntgenfoton is visszaverődik, megfelelő optikai elrendezéssel pedig kép is alkotható a fokuszált röntgensugarakkal. A leképező röntgentávcső (Wolter-távcső) részletes ismertetése Szatmáry Károly és szerzőtársainak cikkében található [12.].
    A gammasugarak esetében viszont már ez a fogás sem válik be, ezért még napjainkban is elnyeletéssel végzik a gammafotonok detektálását űreszközökön. Annál érzékenyebb a “gammatávcső”, minél nagyobb a gammaérzékelő térfogata illetve tömege. Emiatt a gammacsillagászat különösen költséges. A helyzetet még az is nehezíti, hogy az elnyeletéssel való detektálás során csak nagyon pontatlanul lehet megállapítani a foton beérkezési irányát. Azonban már léteznek módszerek a gammacsillagászati képalkotásra vonatkozóan is. A kódolt maszkolási technika során éppen azt használják ki, hogy a gammasugarak nem törnek meg és nem verődnek vissza, egyenes vonalban terjednek. A detektor elé kb. 1-2 méterre egy speciális mintázatú maszkot helyeznek el, amely egyes részein átengedi, máshol teljesen elnyeli a gammafotonokat (9. ábra). Pontforrás esetén a maszk árnyéka vetül a detektorra, kiterjedt forrásnál a kép több ilyen árnyék eredője. A geometriai elrendezés alapján rekonstruálni lehet az égitest irányát és gammasugárzásának intenzitáseloszlását.

9. ábra. Az Integral gammacsillagászati űrtávcső (1) kódolt maszk detektora. (2): a maszk (a) árnyéka a detektoron (b) adott látómező (c) esetén. (3): két pontforrás közös árnyéka a detektoron.

    Az FGST (Fermi Gamma-ray Space Telescope, korábbi nevén GLAST) egy különleges, a részecskegyorsítóknál kifejlesztett detektorával (LAT) minden korábbinál nagyobb energiájú gammasugárzást érzékelni tud. A beérkező fotonok egy fémlapba ütköznek, ekkor elektron-pozitron párok jönnek létre, amelyek ezután szilíciumlapokon haladnak át, elektromos jeleket keltve (10. ábra). A elektronok és pozitronok áthaladásának nyomaiból az eredeti gammafotonok beesésének iránya kb. ívperc pontosan meghatározható. A részecskék végül cézium-jodid rudakat tartalmazó kaloriméterbe jutnak, ahol szcintillációs felvillanást okoznak. A fényt fotodiódákkal elektromos jellé alakítják át, amely végül a gammafotonok energiájával lesz arányos.

10. ábra. Az FGST (jobbra) és LAT (Large Area Telescope) detektorának szerkezete (balra).

 Együttműködés földi és űrtávcsövek között

   Aligha vitatható, hogy a tudományos kutatás területén a csillagászatban a legkiterjedtebb a nemzetközi együttműködés. Az űrtávcsövek megjelenése a tudományos kooperáció új útjait nyitotta meg. Az eredményesség érdekében szinte már követelmény, hogy a vizsgált égitestet vagy kozmikus jelenséget minden lehetséges hullámhosszon észleljék, ami viszont egyetlen távcsővel nem is valósítható meg. Az alábbiakban néhány példát mutatunk be a földi és űrtávcsövek közötti együttműködésre, illetve a több űrtávcső bevonásával végzett kutatásokra.
    A csillagászati észlelések sikerének előfeltétele az objektum egyértelmű azonosítása. Halvány forrásnál egészen pontosan ismerni kell az égitest koordinátáit. Gondoljunk csak bele: a Hubble-űrtávcsővel még 30 magnitúdós csillagot is lehet észlelni! A Hipparcos által mért több mint százezer csillag pontos koordinátáihoz jól lehet viszonyítani a látóirányban azokhoz közeli halvány objektumokat, és ugyancsak kiterjedten használják a HST vezetésének elősegítésére összeállított Guide Star Catalog-ot, amelynek újabb változatában, a GSCII-ben már majdnem egymilliárd objektum pontos égi pozíciója és fényessége szerepel. E katalógusok nélkül nem is lehetne belekezdeni komolyabb űrcsillagászati kutatási projektekbe.
   A Hubble-űrtávcsőnél maradva megemlítendő a mélyvizsgálat (Hubble Deep Field), amelynek tudományos eredményein felbuzdulva más űrtávcsövekkel (Chandra, Spitzer) is hasonló jellegű mélyvizsgálatokba kezdtek. A legtávolabbi galaxisok észlelésére irányuló mélyvizsgálatok sikeréhez az is hozzájárult, hogy a kiegészítő észlelésekbe – főként spektrumok készítéséhez – a földi óriástávcsöveket is bevonták. Egészen más jellegű együttműködés eredménye az, hogy a Mars bolygó felszínét vizsgáló Spirit és Opportunity robotszondák leszállási helyét a HST Mars-észlelései alapján választották ki.
   Egyidejű észlelésekre is bőven akad példa. A közelmúltban fejezte be a működését a japán HALCA rádiócsillagászati űrszonda, amely néhány földi rádióteleszkóppal együtt nagyon nagy bázisvonalú interferometriai méréseket végzett főleg kvazárok központi vidékeinek nagy térbeli felbontására.
    Űrtávcsövek közötti párhuzamos észlelésre példa a naprendszerbeli bolygószondák gammadetektorainak egyidejű mérései, amelyekkel sikerült egyértelműen kizárni, hogy a gammakitörések csillagászati értelemben közelről, a Naprendszer környezetéből származnak.
    Az amerikai Chandra és az európai XMM-Newton röntgenszondák szinte egyszerre kerültek pályára, így a szovjet-amerikai űrverseny elmúltával egyfajta NASA-ESA vetélkedés keretében akár vetélytársaknak is tekinthetjük őket. A tudósok azonban kevéssé hajlamosak a politikusi szemlélet átvételére, így inkább a két röntgenobszervatórium együttműködési lehetőségeit keresik. Annál is inkább, mert a két űrmisszió jól kiegészíti egymást: a Chandra jobb szögfelbontásával a képalkotás terén eredményesebb, az XMM-Newton spektrográfjaival pedig jobb minőségű röntgenszínképek kaphatók.
    Eltérő hullámhossztartományban működő szondák együttműködésére példa az IUE és a ROSAT 1990-es évek elején végzett közös égboltfelmérése az ultraibolya illetve röntgentartományban. Napjainkban pedig a gammakitörések forrásainak azonosítása az utófény több hullámhosszú megfigyelésével ugyancsak szervezett együttműködés eredménye.
   Azt is egyfajta együttműködésnek lehet tekinteni, ami a RHESSIröntgenszondához kapcsolódik. A Nap nagy energiájú viselkedését követő űrszonda tudományos programja lehetővé teszi, hogy minden évben néhány napig más irányba forduljanak a szonda röntgendetektorai. Ennek eredményeként a RHESSI-nek köszönhető a Rák-köd és az azt gerjesztő pulzár eddigi legrészletesebb röntgenvizsgálata. Itt a napfizika kooperál az asztrofizikával.
    A nagyenergiájú sugárzás vizsgálata a csillagászatban az utóbbi két évtized egyik legdinamikusabban fejlődő területe (11. ábra). A nagyon rövid ideig tartó gammakitörések (GRB-k) megfigyelésére létrehozott hálózat (GCN: Gamma-ray bursts Coordinates Network http://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn_main.html) feladata, hogy ha egy űrteleszkóp felfedez egy ilyen felvillanást, a lehető legrövidebb idő alatt riassza a többi gamma- és röntgenműholdat valamint a földi obszervatóriumokat, hogy ráálljanak az objektumra (12. ábra). Az FGST ennek a hálózatnak a legújabb és egyik legértékesebb tagja.

11. ábra. A röntgen- és gammatartományban érzékelő eszközök (a 300 GeV felettiek földi Cserenkov-távcsövek).

Különösen érdekes és hasznos, ha egy objektumról több űrtávcsővel készítenek képet. A különféle hullámhossztartományokban ugyanis a különböző hőmérsékletű objektumok dominálnak. Minél forróbb csillagok, csillagközi anyagfelhők eloszlásását akarjuk feltérképezni, annál rövidebb hullámhosszon kell végeznünk a megfigyelést. Két példát mutatunk itt be: az M51 spirálgalaxisról (13. ábra) és a Kepler-féle szupernóva maradványáról (14. ábra) készült képet.

13. ábra. Az M51 galaxis összetett képe a Chandra (röntgen), GALEX (UV), HST (optikai) és Spitzer (IR) felvételei alapján.

14. ábra. A Kepler-szupernóva maradványának képe a Chandra, HST és Spitzer felvéteiből.

Válogatás az űrtávcsövek eredményeiből

15. ábra. A Hubble Deep Field és Ultra Deep Field mélyvizsgálat skálája

   A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (CMB) feltérképezésével foglalkozott a COBE és a WMAP űrszonda (hamarosan a Planck még részletesebb intenzitáseloszlás-térképet szolgáltat majd). Az eredményekből arra következtettek, hogy az Univerzum átlagsűrűsége nagyon közeli a kritikus sűrűséghez, azaz a téridő geometriája közel sík.
    Az űrteleszkópok alapvető szerepet játszanak a ma még rejtélyes “sötét anyag” és “sötét energia” kimutatásában. A nem látható, sötét anyag gravitációs hatását csak közvetve sikerült meghatározni (pl. spirálgalaxisok rotációs görbéjének vagy a galaxisok halmazbeli mozgása alapján). A nagyon távoli Ia típusú szupernóvák HST-felvételei, a háttérsugárzás mintázatának a WMAP szondával meghatározott méreteloszlása és a galaxishalmazok több úrtávcsővel történt vizsgálata alapján arra következtettek, hogy az Univerzum jelenleg gyorsulva tágul. Ennek magyarázatára vezették be a sötét energia fogalmát, amely a gravitációval ellentétes, taszító hatásért lenne felelős (16. ábra). A sötét energia, a gyorsuló tágulás megfigyelésekből való kimutatása a közelmúltban sikerült Szapudi Istvánnak és munkatársainak.

16. ábra. Az Univerzum összetétele: döntően sötét energia és sötét anyag, alig 5%-a látható.

    Meglepő, új eredmény volt a galaxishalmazokban lévő nagy mennyiségű forró intergalaktikus hidrogéngáz felfedezése, amit a röntgentartományban működő űrtávcsövekkel mutattak ki. Szintén a nagyenergiájú sugárzást érzékelő műszereknek köszönhető az aktív galaxismagok (AGN) és kompakt csillagokat tartalmaző kettős rendszerek tulajdonságainak jobb megértése.
    A más csillagok körüli bolygók, az exobolygók felfedezésében és megfigyelésében is jeleskednek az űrteleszkópok. A CoRoT egyik fő feladata a csillagjuk előtt átvonuló exobolygók keresése kismértékű, periodikus fényességcsökkenés észlelésével. A HST-vel számos ilyen fedést mértek meg, a földi megfigyeléseknél pontosabban. A csillag színképét rögzítve akkor, amikor nincs előtte a bolygója, majd akkor, amikor átvonul előtte, következtetni lehetett a bolygó légkörének kémiai összetételére, hiszen utóbbi esetben a bolygólégkör elnyelési színképvonalai rárakódnak a csillag spektrumára. A Spitzer infravörös felvételei nagyon fontosak, ugyanis az exobolygók e hullámhossztartományban a legfényesebbek. Több esetben sikerült kimutatni a másodlagos fedést, azt az elhalványulást, amikor a csillag takarja el a bolygóját. Az egyik exobolygónál még azt a csekély fényességváltozást is megmérték, ami a csillag körüli keringés során abból adódik, hogy a bolygó csillag felé mutató oldala forróbb, így fényesebb.           

A jövő terveiből

    Nagyon sok űrtávcsövet terveznek a következő évtizedre. Szinte minden hullámhossztartományban az eddigieknél nagyobb fénygyűjtő felületet alkalmaznak és jobb szögfelbontást érnek majd el. A legnagyobb szabású terv a HST utódának tartott JWST, amelynek 6,5 m-es főtükre 18 hatszögletű tükör-szegmensből áll (17. és 18. ábra). Az L2 pont körül kering majd, a tervek szerint 120 (UV) -10000 (IR) nanométeres hullámhossztartományban végez megfigyeléseket. Egy ekkora, légkörön túli távcső valószínűleg újabb hatalmas ugrást jelent az égitestekről való ismeretek megszerzésében.

    A NASA a Small Explorer (SMEX), kis méretű űrtávcsövekre alapozó programjában három új tervet fogadott el megvalósításra. A TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) hat teleszkópjával csillagjuk előtt időnként elhaladó exobolygókat keresnek. A 2,5 millió legfényesebb csillag vizsgálata során mintegy 1000 exobolygó – közöttük Föld típusúak – felfedezését valószínűsítik. A GEMS (Gravity and Extreme Magnetism SMEX) műszere röntgentávcső lesz, amelynek fő feladata az erősen mágnesezett anyag nagy tömegű fekete lyukakba zuhanása során kibocsátott sugárzásának megfigyelése. Az IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph) naptávcső majd a Nap légkörének mozgásait vizsgálja.
    A NASA és az USA Energiaügyi Minisztériumának közös terve, hogy az Univerzum anyagának mintegy 70 %-át kitevő sötét energia természetét vizsgálja. A Joint Dark Energy Mission keretében egy infravörös tartományban működő teleszkópot használnak távoli galaxisokban felfénylő Ia típusú szupernóvák megfigyelésére. Szintén infravörös-űrtávcső a Herschel, a SPICA és részben az EUCLID.
    A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás intenzitáseloszlásában a mintázatot a WMAP utóda, a Planck az eddigieknél nagyobb szögfelbontással tudja felmérni, így részletesebb képet kaphatunk a korai, mintegy 380000 éves Univerzum anyageloszlásáról. A csillagászok már nagyon várják a Gaia űrtávcső indítását is, amely a Hipparcos asztrometriai műholdnál ezerszer pontosabban méri majd meg a csillagok pozícióját. A mikroívmásodperces szögmérési pontosság sok millió csillag távolságának meghatározását teszi lehetővé parallaktikus elmozdulásuk észlelése alapján. A röntgentartományban is folytatódnak a vizsgálatok: InFOCμS (ballon), XEUS, EXIST, Constellation-X, MAXIM, HXMT, itt is az irányérzékenység növelése az egyik fő cél.
    Az exobolygók további felfedezésére és tulajdonságainak meghatározására több űrteleszkóp szolgál majd: Kepler, TESS, PLATO, SIM, Darwin, TPF. A korábbi kisméretű “mikroszatelliták” (pl. MOST, WIRE) után a piciny “nanoszatelliták” (pl. BRITE) is igen hasznosak lesznek: szerény méretű távcsöveik a fényesebb csillagok fotometriai mérésével fontos eredményeket hoznak a változócsillagok vizsgálata során. (Ezekről Kiss László cikkében olvashatunk részletesebben.)
    Különleges feladata lesz a LISA (Laser Interferometer Space Antenna) “űrtávcsőnek”, amelyet a Föld pályájára juttatnak, mögötte 20 fokkal (19. ábra). Egy óriási, 5 millió km oldalú szabályos háromszög csúcsaiban infravörös lézeres interferométerek helyezkednek majd el. A gravitációs hullámok hatására a három egység egymáshoz viszonyított helyzete, távolsága kissé megváltozik. A gravitációs hullámok közvetlen kimutatása óriási siker lenne. A LISA a hosszú periódusú, nagyobb hullámhosszú jelekre lesz érzékeny, míg a földi detektorok (pl. LIGO) a rövidebbekre.

19. ábra. A LISA tervezett pozíciója a Föld pályáján.

2. táblázat 

 Irodalom

[1.] Almár Iván: Csillagászat a légkörön túlról, ELTE jegyzet, Tankönyvkiadó 1990
[2.] Almár Iván-Both Előd-Horváth András: SH atlasz, Űrtan, Springer Hungarica 1996
[3.] Bagoly Zsolt: Gammakitörések, Meteor Csillagászati évkönyv 2005, 233-243. MCSE  2004
[4.] Fényes Tibor: Az Univerzum uralkodó anyagfajtája, a “sötét anyag”, Fizikai Szemle 2008/3. 81. http://www.kfki.hu/fszemle/archivum/fsz0803/fenyes0803.html
[5.] Fűrész Gábor: CCD-kamerák a csillagászatban, Meteor Csillagászati évkönyv 2002, 266-290. MCSE 2001
[6.] Fűrész Gábor: A csillagászati spektroszkópia eszközei, Meteor Csillagászati évkönyv 2007, 204-230. MCSE 2006
[7.] Kálmán Béla: A napkutatás újdonságai, Meteor Csillagászati évkönyv 2008, 159-166. MCSE 2007
[8.] Patkós András: Kozmológia: Az Univerzum történetének tudománya, Magyar Tudomány 2004/6. 741. http://www.matud.iif.hu/04jun/008.html
[9.] Perjés Zoltán: Az XMM röntgenműhold, Élet és Tudomány 2000/8. http://www.sulinet.hu/eletestudomany/archiv/2000/0008/xmm/azxmmr.htm
[10.] Szabados László: Mit lát a röntgenszemű Chandra?, Természet Világa 2000/11. http://www.termeszetvilaga.hu/tv2000/tv0011/chandra.html
[11.] Szabados László: Közelebb hozni a távolt, Magyar Tudomány 2004/6. 678. http://www.matud.iif.hu/04jun/002.html
[12.] Szatmáry Károly-Kiss László-Mészáros Szabolcs-Vinkó József.: Röntgen- és gammacsillagászat, Meteor Csillagászati évkönyv 2002, 244-265. MCSE               2001 http://astro.u-szeged.hu/ismeret/rontgam/rontgam.html
[13.] Trócsányi Zoltán: A 2006. évi fizikai Nobel-díj, Fizikai Szemle 2006/11. 357. http://www.kfki.hu/fszemle/archivum/fsz0611/trocs0611.html
[14.] A Magyar Csillagászati Egyesület hírportálja: http://hirek.csillagaszat.hu/urteleszkopok.html
[15.] Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Lagrangian_point ,  http://en.wikipedia.org/wiki/Category:Space_telescopes

Magyar nyelvű honlapok az Interneten:

A Magyar Csillagászati Egyesület hírportálja: http://hirek.csillagaszat.hu
Asztronautikai hírportál: http://www.urvilag.hu
A Szegedi Csillagvizsgáló lapjai (e cikk is, több képpel): http://astro.u-szeged.hu
Az ELTE Csillagászati Tanszék lapjai:  http://astro.elte.hu 

Angol nyelvű honlapok az Interneten:
Összefoglaló az űrtávcsövekről  http://www.seds.org/~spider/oaos/oaos.html
ESA Space Science  http://www.esa.int/esaSC/
Heliophysics Division (napkutatás)  http://sec.gsfc.nasa.gov
Multimission Archive at STScI (MAST, űrtávcsövek mérési adatainak archívuma)  http://archive.stsci.edu
AstroWeb - High Energy Astronomy http://www.cv.nrao.edu/fits/www/yp_high_energy.html
Advanced Composition Explorer (ACE)  http://www.srl.caltech.edu/ACE/
Akari/Astro-F  http://www.astro-f.esac.esa.int , http://www.isas.jaxa.jp/e/enterp/missions/akari/
Astro-G  http://www.isas.ac.jp/e/enterp/missions/astro-g/
Astro-rivelatore Gamma a Immagini LEggero (AGILE)  http://agile.rm.iasf.cnr.it ,  http://agile.asdc.asi.it
ASTROSAT  http://meghnad.iucaa.ernet.in/~astrosat/
BeppoSAX  http://www.sdc.asi.it
BRITE/TUGSAT-1  http://www.tugsat.at , http://www.brite-constellation.at
Chandra X-ray Observatory Center  http://chandra.harvard.edu
Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) http://cossc.gsfc.nasa.gov
Constellation-X  http://constellation.gsfc.nasa.gov
Convection Rotation & planetary Transits (CoRoT)  http://corot.oamp.fr , http://smsc.cnes.fr/COROT
COsmic Background Explorer (COBE)  http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/
Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer (CHIPS)  http://chips.ssl.berkeley.edu
Energetic X-ray Imaging Survey Telescope (EXIST)  http://exist.gsfc.nasa.gov
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) http:/fuse.pha.jhu.edu
Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST, korábban GLAST) http://glast.gsfc.nasa.gov , http://glast.stanford.edu
GAIA  http://www.rssd.esa.int/Gaia , http://www.esa.int/science/gaia 
Galaxy Evolution Explorer (GALEX)  http://www.galex.caltech.edu 
Ginga (Astro-C) http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/ginga/ginga.html
Granat  http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/granat/granat.html
Gravity and Extreme Magnetism SMEX (GEMS)  http://explorers.gsfc.nasa.gov
Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy (HALCA)  http://www.isas.ac.jp/e/enterp/missions/halca/
Hard X-ray Modulation Telescope (HXMT) http://www.hxmt.cn/english/
Herschel  http://herschel.esac.esa.int
High Energy Transient Explorer (HETE-2)  http://space.mit.edu/HETE/
Hinode (Solar-B) http://xrt.cfa.harvard.edu/ , http://solar-b.nao.ac.jp/index_e.shtml , http://www.isas.jaxa.jp/e/enterp/missions/hinode/
Hipparcos  http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/
Hubble Space Telescope (HST)  http://hubblesite.org , http://hubble.esa.int
Infrared Space Observatory (ISO) http://iso.esac.esa.int
Infrared Telescope in Space (IRTS)  http://www.ir.isas.jaxa.jp/irts/irts_E.html
Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS)  http://explorers.gsfc.nasa.gov
International Focusing Optics Collaboration for μCrab Sensitivity (InFOCμS)  http://infocus.gsfc.nasa.gov
International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/integral/integral.html , http://www.sciops.esa.int/integral/
James Webb Space Telescope (JWST)  http://www.stsci.edu/jwst/  , http://www.jwst.nasa.gov 
Joint Dark Energy Mission (JDEM)  http://universe.nasa.gov/program/probes/jdem.html
Kepler  http://kepler.nasa.gov
Laser Interferometer Space Antenna (LISA)  http://lisa.nasa.gov , http://sci.esa.int/lisa/
Micro-Arcsecond X-ray Imaging Mission (MAXIM)  http://maxim.gsfc.nasa.gov
Microvariability and Oscillation of STars (MOST)  http://www.astro.ubc.ca/MOST/
Planck  http://planck.esa.int ,  http://www.sciops.esa.int/PLANCK/
Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) http://hessi.ssl.berkeley.edu , http://hesperia.gsfc.nasa.gov/hessi/
Roentgen Satellite (ROSAT) http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/rosat/ ,  http://wave.xray.mpe.mpg.de/rosat/
Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) http://xte.mit.edu
SOlar and Heliospheric Observatory (SOHO)  http://sohowww.nascom.nasa.gov
Solar Probe  http://solarprobe.gsfc.nasa.gov
Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO)  http://www.nasa.gov/stereo/  ,  http://stereo.gsfc.nasa.gov
Space Infrared Telescope for Cosmology and Astrophysics (SPICA)  http://www.ir.isas.jaxa.jp/SPICA/
Space Interferometry Mission (SIM)  http://planetquest.jpl.nasa.gov/SIM/sim_index.cfm
Spitzer http://www.spitzer.caltech.edu
Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA)  http://www.sofia.usra.edu
Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS)  http://cfa-www.harvard.edu/swas/
Suzaku/Astro-E2  http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/exhibit/astroe2_xray_telescope.html
http://www.nasa.gov/astro-e2 , http://www.isas.jaxa.jp/e/enterp/missions/suzaku/
Swift  http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/ , http://swift.sonoma.edu
Terrestrial Planet Finder (TPF)  http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_index.cfm , http://tpf.jpl.nasa.gov/mission/mission4.html
Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)  http://explorers.gsfc.nasa.gov
Transition Region and Coronal Explorer (TRACE)  http://trace.lmsal.com/
Uhuru  http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/uhuru/uhuru.html
Ulysses  http://ulysses.jpl.nasa.gov/ULSHOME.html
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)  http://map.gsfc.nasa.gov
Wide Field Infrared Explorer (WIRE) http://www.ipac.caltech.edu/wire/ , http://sunland.gsfc.nasa.gov/smex/wire/
Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)  http://wise.ssl.berkeley.edu , http://www.astro.ucla.edu/~wright/WISE/
X-ray Evolving Universe Spectroscopy (XEUS)  http://sci.esa.int/xeus/
XMM-Newton X-ray Observatory  http://sci.esa.int/xmm/
Yohkoh  http://www.lmsal.com/SXT/ 

2008. június