Útnak indult a Nancy Grace Roman-űrtávcső (magyar szálakkal) – VCSE
2026 augusztus 30-án sikeresen felbocsátották a NASA Nancy Grace Roman-űrtávcsövét. A Hubble-űrtávcsővel azonos átmérőjű főtükörrel (2,4 méter), de annál sokkal nagyobb látómezővel rendelkező új űrobszervatórium a sötét energia és a sötét anyag kutatása mellett exobolygók ezreit vizsgálhatja, sőt, új exobolygó-felfedezéseket is tehet. A Nanvy Grace Roman egyik műszere pedig arra is képes lehet, hogy közvetlenül észlelje néhány közeli óriásbolygó csillagáról visszavert fényét. (A NASA-sok kifejezetten kérték a kollégákat arra, hogy a névadó teljes nevén említsük az új eszközt, ne csak szimplán Toman-teleszkópként.)
Hubble-felbontás, százszoros látómező
A Nancy Grace Roman Space Telescope – magyraul Nancy Grace Roman-űrtávcső – 2026. augusztus 30-án, magyar idő szerint 13:26-kor indult el a floridai Kennedy Űrközpontból egy SpaceX Falcon Heavy rakétával. Az űrtávcső a Nap–Föld-rendszer külső, L2 jelű Lagrange-pontjának környezetébe tart, mintegy 1,5–1,6 millió kilométerre a Földtől. Ugyanennek a térségnek a környezetében dolgozik a James Webb-űrtávcső, valamint az Európai Űrügynökség (ESA) Euclid-űrtávcsöve is. Várhatóan körülbelül három hónap alatt éri el végleges megfigyelési térségét. Jövőre ugyanide kerül az ESA újabb, M-osztályú nagy űrtávcső-rendszere, a PLATO is.
Bár a Hubble Űrtávcső és a Nancy Grace Roman-űrtávcső fénygyüjtő feülete (azaz főtükreik átmérője) megegyezik, a két műszer feladata jelentősen különbözik. A Hubble viszonylag kis égterületekről készít rendkívül részletes felvételeket, az NGR viszont hasonló térbeli felbontással egyszerre legalább százszor nagyobb égterületet képes lefényképezni.
Egyetlen Roman-felvétel nagyjából száz Hubble-felvételnyi égterületet tartalmazhat. Az űrtávcső ezért nem elsősorban egy-egy kiválasztott objektum hosszan tartó, részletes vizsgálatában lesz verhetetlen, hanem abban, hogy rövid idő alatt hatalmas égterületeket térképezzen fel. A tervek szerint akár ezerszer gyorsabban végezhet bizonyos égboltfelméréseket, mint a Hubble.
A küldetés névleges időtartama öt év, amelyet kedvező esetben további öt évvel meghosszabbíthatnak. A felvett adatok azonnal nyilvánosan hozzáférhetők lesznek a csillagászati közösség számára.
Az űrtávcső Nancy Grace Roman (1925–2018) amerikai csillagászról kapta a nevét. Ő volt a NASA első vezető csillagásza (a videóban 12:55-től), egyben az amerikai űrügynökség első női vezetőinek egyike. Roman döntő szerepet játszott abban, hogy az 1960-as évektől kezdve az űrcsillagászat az amerikai tudományos program egyik fontos területévé váljon. Különösen sokat tett egy nagy, Föld körüli pályán működő űrtávcső megvalósításáért. Ezért gyakran a „Hubble anyjának” nevezik, noha a Hubble-űrtávcső csak 1990-ben, jóval Roman NASA-beli aktív pályafutása után indult el.
Az új űrtávcső eredeti neve WFIRST, azaz Wide Field Infrared Survey Telescope volt. 2020-ban nevezték át Nancy Grace Roman tiszteletére.
A Nancy Grace Roman-űrtávcső két jelentősen különböző műszert visz magával. A Wide Field Instrument, vagyis nagylátószögű berendezés (WFI) egy körülbelül 300 megapixeles, látható és közeli infravörös tartományban működő kamera és rés nélküli spektrográf. Látómezeje mintegy 0,28 négyzetfok. A műszer egyszerre óriási számú csillagot és galaxist képes megfigyelni, ezért kiválóan alkalmas nagyszabású statisztikai vizsgálatokra. A másik műszer a Coronagraph Instrument, vagyis egy koronográf-berendezés (CGI). Ez egy rendkívül nagy kontrasztot biztosító koronagráf, amely a megfigyelt csillag fényét kitakarja, így a fényében nem vesznek el a csillag mellett található sok milliószor halványabb bolygók és porkorongok.
A koronagráf elsősorban technológiai demonstrátor-eszköz, azaz csak azt akarják vele bebizonyítani, hogy az elképzelés működőképes. Feladata tehát annak bizonyítása, hogy az aktív optikai elemek, deformálható tükrök és rendkívül pontos hullámfront-szabályozó rendszerek az űrben is képesek a csillag fényét a szükséges mértékben elnyomni. A tervek szerint a műszer akár olyan objektumokat is érzékelhet, amelyek százmilliószor halványabbak központi csillaguknál. Ez a jelenlegi űrbeli koronagráfokénál száz–ezerszer jobb kontrasztot jelenthet.
A Nancy Grace Roman még nem „második Földek lefényképezésére” készült. A koronagráf elsősorban közeli csillagok körül keringő, Jupiterhez vagy esetleg Neptunuszhoz hasonló bolygókat figyelhet meg. Ugyanakkor az általa kipróbált eljárások alapvető fontosságúak lesznek a következő nemzedék űrtávcsövei, mindenekelőtt a tervezés alatt álló Habitable Worlds Observatory számára (Lakható Világok Csillagvizsgáló). Ez utóbbi egyik fő célja már valóban Föld nagyságú, lakhatósági zónában keringő bolygók közvetlen megfigyelése lehet.
Az új űrtávcső egtöbb új exobolygóját várhatóan nem a koronagráf segítségével, hanem gravitációs mikrolencsézéssel fogja felfedezni. Ha egy közelebbi csillag csaknem pontosan elhalad egy távolabbi csillag előtt, akkor gravitációs tere lencseként eltéríti és összegyűjti a háttércsillag fényét. Emiatt a háttércsillag átmenetileg fényesebbnek látszik. Ha az előtérben elhaladó csillagnak bolygója is van, annak gravitációs tere rövid, jellegzetes eltérést okozhat a fényességváltozásban. A Tejútrendszer központi vidéke, a galaktikus dudor felé sűrű csillagmezőket fog nagy gyakorisággal megfigyelni. A jelenlegi tervek szerint a galaktikus dudor időbeli felmérése összesen körülbelül 15 hónapot kap az első ötéves programból. A megfigyelések egy részében mintegy 15 percenként készülnek majd új mérések ugyanarról a csillagmezőről.
Ez a módszer különösen érzékeny a csillaguktól viszonylag nagy távolságban keringő hideg bolygókra, a Földnél kisebb tömegű bolygókra, a Naprendszer külső óriásbolygóihoz hasonló égitestekre, valamint a csillaghoz nem kötődő, úgynevezett szabadon kóborló (szabadon lebegő) bolygókra. A különböző szimulációk az alkalmazott bolygógyakoriságtól és észlelési feltételektől függően eltérő számokat jósolnak, de a Nancy Grace Roman-űrtávcső több mint ezer, valószínűleg néhány ezer mikrolencsézéssel felfedezett exobolygót találhat. Emellett a sűrűn és hosszú időn át megfigyelt csillagok fényességében bolygóátvonulások tízezreit is kimutathatja.
A mikrolencsézés egyik legnagyobb tudományos előnye, hogy éppen azokat a hideg, nagyobb pályán keringő bolygókat mutatja ki, amelyekre az átvonulásos (tranzitos) és radiálissebesség-módszer kevésbé érzékeny. A Kepler, a TESS és később a PLATO eredményeivel együtt így sokkal teljesebb képet kaphatunk a Tejútrendszer bolygórendszereiről.
Mint ismert, az exobolygók többségét közvetett módon fedezik fel. Vagy a csillaguk fényességcsökkenését mérjük, amikor a bolygó elhalad előtte (tranzit), vagy a csillag bolygó okozta periodikus mozgását mutatjuk ki radiális sebesség-méréssel. Közvetlen képalkotáskor ezzel szemben magának a bolygónak a fényét próbáljuk elkülöníteni a csillagétól. A fiatal óriásbolygók még saját hőjük miatt is erősen sugározhatnak az infravörösben. A Nancy Grace Roman koronagráfja azonban idősebb és hidegebb bolygókat is vizsgálhat a csillagról visszavert látható fényük alapján.
A bolygóról érkező és a csillagról érkező fény arányát leegyszerűsítve a következő összefüggés írja le:
Fp / F★ = Ag Φ(α)(Rp / r)2
Itt Fp a bolygóról érkező fény mennyisége, F★ a csillag fényessége (amit kitakarunk a koronográffal, tehát ha abszolút mennyiségekre, nem relatív arányra vagyunk kyváncsiak, ezt külön meg kell mérni), Ag bolygó geometriai albedója, vagyis fényvisszaverő képessége, Φ(α) a megvilágított korong látható részét és a légköri fényszórást leíró fázisfüggvény, Rp a bolygó sugara, r pedig a bolygó csillagtól mért pillanatnyi távolsága. Az exobolygók, akárcsak a Merkúr és a Vénusz a Földről nézve ugyanis fázisokat mutat, ezért különböző időpontokban különböző nagyságú nappali oldalterületet látunk, vagyis a bolygó hol fényesebb, hol halványabb.
Az egyenletből rögtön látható egy fontos probléma: egy nagyobb, de sötétebb bolygó hasonló fényességű lehet, mint egy kisebb, de erősen fényvisszaverő bolygó. A sugár, a felhőzet, a légkör összetétele és a fázisszög hatásai ezért összekeveredhetnek.
Egy 2021-ben az Astronomy & Astrophysics folyóiratban megjelent tanulmány pontosan ezt a kérdést vizsgálta. A cikk szerzői Óscar Carrión-González, Antonio García Muñoz, Juan Cabrera, Csizmadia Szilárd (ő a VCSE tagja és jelenlegi elnökeí9, Nuno C. Santos és Heike Rauer voltak. A kutatók az akkor ismert mintegy 4300 megerősített exobolygó pályáját vizsgálták meg. Kiszámították, hogy az egyes bolygók mikor kerülhetnek:
- kellően messze csillaguktól ahhoz, hogy a koronagráf térben elkülöníthesse őket;
- ugyanakkor ne legyenek túl távol a műszer használható látómezejéhez;
- és legyenek elég fényesek a visszavert csillagfényben.
A csillag fénye nem takarható ki tetszőlegesen közel a csillagkoronghoz. A koronagráfnak van egy belső munkaszöge: ezen belül a bolygó képe elveszik a csillag körüli maradék fényben. Van ugyanakkor egy külső munkaszög is, amelyen túl a műszer már nem működik megfelelően. Egy bolygónak tehát nemcsak megfelelően fényesnek, hanem a megfelelő időpontban a megfelelő látszó szögtávolságban is kell lennie. A tanulmány a Roman koronagráfjának különböző feltételezett teljesítményszintjeit vizsgálva legfeljebb 26 olyan, akkor már ismert exobolygót talált, amelyek legalább bizonyos pályaszakaszokon hozzáférhetők lehettek. A 26 bolygóból 13 többes bolygórendszer tagja volt. Egyes célpontoknál nemcsak egyetlen felvétel, hanem a bolygó különböző fázisainak megfigyelése is lehetséges lehet.
A lehetséges célpontok között főként közeli csillagok körül, viszonylag tág pályán keringő óriásbolygók szerepeltek. A munka külön is foglalkozott többek között a τ Ceti, a π Mensae és az ε Eridani rendszerével, valamint az akkor még bolygójelöltként kezelt Barnard-b és Proxima-c megfigyelhetőségével. A vizsgálat egyik fontos következtetése az volt, hogy a közvetlen képalkotó űrtávcsövek erősen támaszkodnak más módszerek eredményeire. A radiálissebesség-mérésekből és a Gaia asztrometriai adataiból pontosítani kell a bolygók tömegét, pályahajlását és pályahelyzetét, különben nem lehet megbízhatóan megjósolni, mikor érdemes megfigyelni őket.
Két további A&A-tanulmány társszerzőjekén Csizmadia Szilárd munkatáraival azt is vizsgálta, hogyan lehet értelmezni a közvetlenül lefényképezett exobolygók visszavert fényét. A 2020-ban megjelent első tanulmány azt mutatta meg, hogy a bolygó sugarának előzetes ismerete jelentősen javítja a légköri tulajdonságok meghatározását. A kutatók 500 és 900 nanométer közötti mesterséges színképeket készítettek, majd statisztikai módszerekkel megpróbálták visszanyerni a bolygó sugarát, metántartalmát és felhőzetének tulajdonságait. Ha a bolygósugár ismert, akkor eredményeik szerint általában meg lehet különböztetni a Nancy Grace Roman koronográfos méréseiből a felhős és felhőtlen légkört, és határt tudtak adni a metán gyakoriságára. Ismeretlen bolygósugár esetén azonban többféle bolygómodell adott csaknem azonos színképet. A sugár, a fényvisszaverő képesség és a felhőzet hatása részben egymásba mosódott. Ez a vizsgálat is megmutatta, milyen fontos a különböző észlelési módszerek összekapcsolása. Ha például egy bolygó átvonul a csillaga előtt, az átvonulásból (tranzitból) meghatározható a sugara. Ha nem vonul át, az asztrometria, a radiálissebesség-mérés és a bolygó fejlődési modelljei segíthetnek a méret becslésében.
A kutatócsoport 2021-ben megjelent harmadik tanulmánya azt vizsgálta, mennyivel tudhatunk meg többet, ha ugyanazt a bolygót nem egyetlen, hanem több, egymástól jelentősen eltérő fázisszögben figyeljük meg. A fázisszög a csillag–bolygó–megfigyelő által bezárt szög. A Naprendszerben ennek változását látjuk például a Vénusz vagy a Hold fázisaiban. Egy exobolygó esetében a fázisszög nemcsak a látható megvilágított területet változtatja meg: a légköri molekulák, a felhők és a ködrészecskék különböző irányokba különböző hatékonysággal szórják a fényt.
A kutatók 37°, 85° és 123° fázisszögben szimulált megfigyeléseket. Azt találták, hogy egyetlen mérésből – még viszonylag jó jel–zaj viszony mellett is – nehéz biztosan eldönteni, van-e felhő a bolygó légkörében. A kis, 37°-os és a nagy, 123°-os fázisszögben végzett mérések együttes elemzése azonban több olyan bizonytalanságot is feloldott, amely egyetlen színképből nem volt kiküszöbölhető. Ebben az esetben azonban már következtetni lehetett a bolygó sugarára, felhők jelenlétére vagy hiányára, a felhőréteg legfontosabb tulajdonságaira (pl. vastagsága), és a légköri metán mennyiségére.
Érdekes módon nem feltétlenül az a leghatékonyabb megoldás, ha ugyanabban a fázisban kétszer jobb jel–zaj viszonyú mérést készítünk. Sokszor több információhoz jutunk, ha két gyengébb, de jelentősen eltérő fázisszögben felvett színképet kombinálunk. A bolygó változó megvilágítási geometriája ugyanis segít szétválasztani a sugár, a felhők és a légköri gázok hatását.
Ezekkel a számításokkal a NASA kutatói és a műszer többi használója jobban meg tudja tervezni az észleléseit, jobban ki tudja használnia távcsőidőt, és támpontot kapott a készülendő csillagászati mérések analíziséhez, a belőle levonható következtetések megállapítás aútja-módjához. Ezért nagyon fontosak voltak a távcső első méréseinek tervezésében. És nem csupán a Nancy Grace Roman számára fontosak. Módszertani előkészítést jelentenek minden későbbi közvetlen jövőbeni képalkotó űrtávcsőhöz is.
Míg Csizmadia Szilárd a fentebb ismertetett módon a tudományos előkészítéshez járult hozzá, egy másik tagtársunk az űrtávcső műszaki megvalósításába kapcsolódott be. Detre Örs Hunor fizikus-csillagász a heidelbergi Max Planck Csillagászati Intézet Roman-koronagráfhoz készített precíziós optomechanikai szerkezeteinek fejlesztésében vett részt (egyben ő a VCSE Egyesületi tanácsának tagja is). Ezek az úgynevezett precíziós beállító mechanizmusok a koronagráf egyes optikai elemeinek pontos mozgatását, beállítását és stabilizálását szolgálják. Ez különösen érzékeny feladat: ha egy csillag fényét százmilliószoros mértékben szeretnénk elnyomni, már rendkívül kis optikai vagy mechanikai eltérések is tönkretehetik a megfigyelést.
Noha a Roman exobolygóprogramja önmagában is jelentős, az űrtávcső fő feladatai közé tartozik a Világegyetem gyorsuló tágulásának vizsgálata. A megfigyelések szerint a kozmikus tágulás az elmúlt néhány milliárd évben gyorsul. Ennek okát egyelőre nem ismerjük. A legegyszerűbb magyarázat a sötét energiának nevezett, ismeretlen természetű összetevő, de az is elképzelhető, hogy rendkívül nagy távolságokon a gravitáció működéséről alkotott képünk szorul módosításra. A Roman több, egymástól független módszert alkalmaz távoli Ia típusú szupernóvákkal követi a kozmikus tágulás történetét, galaxisok millióinak–milliárdjainak eloszlásából méri a nagy léptékű szerkezetet, gyenge gravitációs lencsézéssel feltérképezi az anyag – köztük a láthatatlan sötét anyag – eloszlását, és galaxisok térbeli eloszlásában vizsgálja a barionakusztikus oszcillációk lenyomatát.
A Roman nagy látómezeje éppen ezekben a statisztikai vizsgálatokban jelent óriási előnyt. Nem egyetlen különleges galaxist vagy csillagot vizsgál, hanem objektumok hatalmas mintáját, egységes műszerrel és jól meghatározott megfigyelési feltételek között.
A James Webb Űrtávcső, a Hubble Űrtávcső és a Nancy Grace Roman-űrtávcső nem egymás versenytársa, hanem egymás kiegészítője. A Roman nagy égboltfelmérései új galaxisokat, szupernóvákat, csillagokat, fekete lyukakat és bolygórendszereket találhatnak. Ezek közül a legérdekesebbeket később a Webb, a Hubble, a földi óriástávcsövek vagy a következő nemzedék műszerei vizsgálhatják meg részletesebben.
A cikkben említett tanulmányok:
- Ó. Carrión-González és munkatársai (2020): Directly imaged exoplanets in reflected starlight: the importance of knowing the planet radius, Astronomy & Astrophysics, 640, A136.
- Ó. Carrión-González és munkatársai (2021): Catalogue of exoplanets accessible in reflected starlight to the Nancy Grace Roman Space Telescope, Astronomy & Astrophysics, 651, A7.
- Ó. Carrión-González és munkatársai (2021): Constraining the radius and atmospheric properties of directly imaged exoplanets through multi-phase observations, Astronomy & Astrophysics, 655, A92.
A Roman műszaki adatai és aktuális helyzete a NASA hivatalos Roman-oldalán, valamint az ESA Roman-adatlapján követhető.
