Войти
 | |
| Имена | Explorer 57. SMEX / IUE. IUE |
|---|---|
| Оператор | NASA / ESA / SERC |
| COSPAR ID | 1978-012A |
| SATCAT номер | 10637 |
| Веб -сайт | Наука и технологии ЕКА. Архив NASA IUE |
| Характеристики космического корабля | |
| Масса полезной нагрузки | 672 кг (1482 фунта) |
| Начало миссии | |
| Дата запуска | 17:36:00, 26 января 1978 г. (UTC) (1978-01-26T17: 36: 00Z) |
| Ракета | Дельта 2914 |
| Конец миссии | |
| Утилизация | Списан |
| Деактивирован | 30 сентября 1996 г. (UTC) (1996-09-30Z) |
| Параметры орбиты | |
| Система отсчета | геосинхронная орбита |
| Высота перигея | 26000 км (16000 миль) |
| Высота апогея | 42000 км ( 26000 миль) |
| Период | 24 часа |
| Основной | |
| Тип | Ричи-Кретьен Кассегрен отражатель |
| Диаметр | 45 см (18 дюймов) |
| Фокусное отношение | f / 15 |
| Длины волн | Ультрафиолет от 115 нм до 320 нм |
| Приборы | |
| от 115 нм до 198 нм спектрограф Echelle. спектр Echelle от 180 до 320 нм. Монитор потока кремниевых частиц с дрейфом лития | |
 . Устаревшая эмблема ESA для миссии IUE Программа исследователей ← ISEE-1 HCMM → | |
International Ultraviolet Explorer (IUE ) (он же Explorer 57 ) - астрономическая обсерватория спутник, в первую очередь предназначенный для съемки ультрафиолетовых спектров. Спутник был совместным проектом Совета НАСА, UK научных исследований и Европейского космического агентства (ЕКА). Миссия была впервые запущена в начале 1964 года ученых из Соединенного Королевства и запущена 26 января 1978 года на борту ракеты НАСА Delta. Срок службы миссии изначально был установлен на 3 года, но в итоге он продлился почти 18 лет, при этом спутник был остановлен в 1996 году. Отключение произошло по финансовым причинам, в то время как телескоп все еще работал с почти исходной эффективностью.
Это была первая космическая обсерватория, которой в реальном времени управляли астрономы, посетившие наземные станции в США и Европе. С помощью IUE астрономы провели более 104 000 наблюдений за объектами в диапазоне от тел Солнечной системы до далеких квазаров. Среди важных научных результатов, полученных на основе данных IUE, были первые крупномасштабные исследования звездных измерений, точные измерения того, как межзвездная пыль поглощает свет, и измерения сверхновой SN1987A, который показал, что он бросает вызов теориям звездной эволюции в их нынешнем виде. Когда миссия закончилась, он считался самым успешным астрономическим спутником за всю историю.
Человеческий глаз может воспринимать свет с длиной волн примерно от 350 (фиолетовый) до 700 (красный) нанометров. Ультрафиолетовый свет имеет длину волны примерно от 10 нм до 350 нм. УФ-свет может быть вредным для человека и сильно поглощается озоновым слоем. Это делает невозможным наблюдение УФ излучения астрономических объектов с земли. Самые горячие и самые массивные звезды излучающей воздух излучалась в УФ-диапазоне. Активные ядра галактики, аккреционные диски и сверхновые - все они сильно излучают УФ-излучение, и многие химические элементы имеют сильные линии поглощения. в УФ, так что поглощение УФ межзвездной средой является мощным инструментом для изучения ее состава.
УФ-астрономия была невозможна до космической эры, и некоторые из первых космических телескопов были ультрафиолетовыми телескопами, разработанными для наблюдения за этой ранее недоступной областью электромагнитного поля. спектр. Одним из особых успехов стала вторая орбитальная астрономическая обсерватория, на борту которой было несколько 20-сантиметровых УФ-телескопов. Он был запущен в 1968 году и провел первые УФ-наблюдения 1200 объектов, в основном звезд. Успех OAO-2 побудил астрономов задуматься о более крупных полетах.
Оболочка блока управления и отображения для спутника International Ultraviolet explorer, хранящаяся в Центре Стивена Ф. Удвар-Хейзи.Орбитальный спутник ультрафиолетового излучения, который в итоге IUE Впервые миссия была предложена в 1964 году британским астрономом Робертом Уилсоном. Европейская организация космических исследований планировала большой астрономический спутник и искала предложения от астрономического сообщества по его целям и конструкции. Уилсон которая установл британскую команду, предложила ультрафиолетовый спектр, и его конструкция была рекомендована к принятию в 1966 году.
Однако проблемы управления и перерасход средств приводят к отмене программы LAS в 1968 году. Команда Уилсона сократила свои планы и представила ESRO, более скромное предложение, но оно не было выбрано, поскольку спутник Космический Луч получил приоритет. Вместо того чтобы отказаться от идеи орбитального УФ-телескопа, они отправили свои планы администратору НАСА Лео Голдбергу, и в 1973 году планы были одобрены. Предлагаемый телескоп был переименован в International Ultraviolet Explorer.
Телескоп с самого начала проектировался для работы в реальном времени, а не с дистанционным управлением. Для этого требовалось, чтобы он был запущен на геосинхронную орбиту, то есть с периодом, равным звездным суткам, равным 23ч 56м. Спутник, находящийся на таком орбите, остается видимым в данной точке на поверхности Земли в течение многих часов за раз и, таким образом, может передаваться данные на одну наземную станцию в течение длительного периода времени. Большинство космических обсерваторий на околоземной орбите, таких как Космический телескоп Хаббла, находятся на низкой орбите, на которых они проводят большую часть своего времени, работая автономно, потому что только небольшая часть поверхности Земли может видеть их в данный момент. время. Хаббл, например, вращается вокруг Земли на высоте около 600 км, в то время как геостационарная орбита имеет среднюю высоту 36 000 км.
Помимо непрерывной связи с наземными станциями, геосинхронная орбита также позволяет непрерывно наблюдать за большей частью неба. Если смотреть со спутника, чем с низкой околоземной орбиты, Земля занимает гораздо меньшую часть неба.
Запуск на геосинхронную орбиту требует гораздо больше энергии для данного веса полезной нагрузки, чем запуск на низкую околоземную орбиту. Это означало должно быть небольшим, с основным зеркалом 45 см и общим весом 312 кг. Для сравнения, Хаббл весит 11,1 тонны и имеет зеркало 2,4 метра. Самый большой наземный телескоп Gran Telescopio Canarias имеет главное зеркало диаметром 10,4 м. Зеркало меньшего размера означает меньшее светосилу и меньшее пространственное разрешение по сравнению с зеркалом большего размера.
Заявленными целями телескопа в начале миссии были:
Ядро научной аппаратуры IUE. Труба телескоп и Навес возвышаются над точкой поворота опорной подставки, камеры чуть ниже, а некоторые из зеркал и дифракционных решеток находятся в нижней части. Коробка, выходящая из средней точки сборки, закрывает расположение гироскопов космического корабля. 
Упрощенная оптическая схема телескопа Телескоп построен как совместный проект между NASA и ESRO (который стал ESA в 1975 г.) и Совет по науке и инженерным исследованиям Великобритании. SERC предоставила камеру Vidicon для спектраографов, а также программное обеспечение для научных инструментов. ЕКА предоставило солнечные батареи для питания космического корабля, а также наземный объект наблюдения в Виллафранка-дель-Кастильо, Испания. НАСА предоставило телескоп, спектрограф и космический аппарат, а также пусковые установки и вторую наземную обсерваторию в Гринбелте, штат Мэриленд в Центре космических полетов Годдарда.
. В соответствии с соглашением о создании проекта, время наблюдений будет разделено между участвующими агентствами: 2/3 - НАСА, 1/6 - ЕКА и 1/6 - Совету научных исследований Великобритании.
Зеркало телескопа представляет собой отражатель типа Ричи-Кретьена, который имеет гиперболическое главное и вторичное зеркала. Первичный диаметр был 45 см. Телескоп был разработан для получения изображений в поле зрения 16 угловых минут (примерно половина видимого диаметра Солнца или Луны). Зеркало изготовлено из бериллия, а вторичное - из плавленого кварца - материалов, выбранных из-за их легкого веса, умеренной стоимости и оптического качества.
Полностью собранный ИУЭ с телескопической трубкой наверху и выдвинутой солнечной панелью Бортовая аппаратура состояла из датчиков точной погрешности (FES), которые использовались для наведения и управления телескопом, спектр высокого и низкого разрешение и четыре детектора.
Существовало два датчика высокой погрешности (ФЭС), и их первой целью было изображение поля зрения телескопа в видимом свете. Они могли обнаружить звезды до 14-й звездной величины, что примерно в 1500 раз слабее, чем можно увидеть невооруженным глазом с Земли. Изображение было передано на наземную станцию, где наблюдатель будет проверять, что телескоп указывает на правильное поле, а затем фиксирует точный объект, который нужно наблюдать. Если бы наблюдаемый объект был слабее 14-й звездной величины, наблюдатель направил бы телескоп на видимую звезду, а затем применил бы «слепые» с ландшафтом, источников по координатам объектов. Точность наведения, как правило, было лучше, чем 2 угловых секунд для слепых смещений
Полученные изображения FES были единственной телескопа для получения изображений; для УФ-наблюдений он регистрировал только спектры. Для этого он был оснащен двумя спектрографами. Они назывались коротковолновым спектрографом и длинноволновым спектром и охватывали диапазоны волн от 115 до 200 нанометров и от 185 до 330 нм соответственно. Каждый спектр имел режимы высокого и низкого разрешения со спектральным разрешением 0,02 и 0,6 нм соответственно.
Спектрографы можно было использовать с любой из двух апертур. Большая апертура представляла собой щель с полем зрения примерно 10 × 20 угловых секунд; меньшая апертура представляла собой круг диаметром около 3 угловых секунд. Качество оптики телескопа было таким, что точечные источники выглядели примерно на 3 угловые секунды в поперечнике, поэтому использование меньшей апертуры требует очень точного наведения и не обязательно улавливало весь свет от объекта. Поэтому чаще всего использовалась большая апертура, меньшая апертура использовалась только тогда, когда большее поле зрения использовалось нежелательное излучение от других объектов.
Для каждого спектра было две камеры, одна оплачла первичную и первичную. второй является избыточным в случае первого отказа. Камеры получили название LWP, LWR, SWP и SWR, где P означает простое число, R - резервное, а LW / SW - длинноволновое / коротковолновое. Камеры были телевизионными камерами, чувствительными только к внешнему свету, и свет, собранный телескоп и спектрографами, сначала попадал на преобразователь УФ-видимого излучения. Это был катод цезий - теллур, который был инертен при воздействии видимого света, но испускал электроны при воздействии УФ-фотонов из-за фотоэлектрического эффекта. Затем электроны были обнаружены телекамерами. Сигнал может быть интегрирован в течение многих часов, прежде чем будет передан на Землю в конце экспозиции.
Дельта 2914, запуск космического корабля IUE 26 января 1978 года с мыса Канаверал ИУЭ был запущен с мыса Канаверал, Флорида на ракете Дельта 26 1978 года. Он был запущен в переходная орбита, с которой его бортовые ракеты вывели его на запланированную геостационарную орбиту. Орбита была наклонена на 28,6 ° к экватору Земли и имеет эксцентриситет орбиты 0,24, что означает расстояние спутника от Земли варьировалось от 25 669 км до 45 887 км. Наземный путь был установлен центрированный на долготе примерно 70 градусов западной долготы.
Первые 60 дней достижения были выполнены как период ввода в эксплуатацию. Это было разделено на три основного этапа. Во-первых, как только его инструменты были включены, IUE наблюдал небольшие высокоприоритетные объекты, что некоторые данные были получены в случае раннего отказа. Первый звезды спектр Eta Ursae Majoris был взят для калибровки через три дня после запуска. Первые научные наблюдения были на объектах, включая Луну, планету от Марса до Урана, горячие звезды, в том числе Эта Карина, холодные гигантские звезды. включая Эпсилон Эридани, кандидат в черные дыры Лебедь X-1 и галактики, включая M81 и M87.
Тогда проведенные испытания и оптимизация систем космического корабля. Телескоп был сфокусирован, и были протестированы основная и резервная камера в обоих каналах. Было обнаружено, что камера SWR не работала должным образом, и поэтому камера SWP использовалась на протяжении всей миссии. Первоначально эта камера страдала от значительного электронного шума, но это было связано с датчиком, который использовался для юстировки телескопа после запуска. После выключения этого датчика камера работала, как и ожидалось. Затем камеры были отрегулированы для достижения наилучших характеристик, а также были оценены и оптимизированы характеристики поворота и наведения телескопа
Наконец, были изучены и охарактеризованы качество изображения и спектральное разрешение, а также характеристики телескопа, спектрографов и камер. откалиброван с использованием наблюдений хорошо известных звезд.
После того, как эти три фазы были завершены, 3 апреля 1978 года началась «обычная фаза» операций. Оптимизация, оценка и калибровка были далеки от завершения, но телескоп был понят. достаточно хорошо, чтобы начать обычные научные наблюдения.
Комета IRAS - Араки - Алкока была седьмой кометой, обнаруженной в 1983 году. На этом рисунке объединено изображение FES, показывающее ее диффузный хвост и длинный спектр с избыточной длиной волны (LWR), изображающий молекулярные эмиссионные линии серы (S 2) и гидроксила (OH). Использование телескопа было разделено между НАСА, ЕКА и SERC примерно пропорционально их относительной контроле Варианты строительства спутника: две трети времени было предоставлено НАСА, а по одной шестой - ЕКА и SERC. Телескопическое время было получено за счет подачи предложений, которые рассматривались ежегодно. Каждое из трех агентств рассматривало заявку отдельно на отведенное ему время наблюдения. Астрономы любой национальности могли подать заявку на получение времени телескопа, выбрав то агентство, которое они бы хотели обратиться.
тогда, когда астроному было предоставлено время, когда его наблюдения были запланированы, он отправился к наземным станциям, которые управляли спутником, чтобы они могли оценивать свои данные по мере их получения. Эти режимы работы сильно отличаются от различных космических объектов, для которых данные берутся без ввода данных в реальном времени от соответствующего астронома, и вместо этого напоминал использование наземных объектов.
Большую часть своего срока службы телескопа работал в три восьмичасовых смены каждый день, две из выполнялись с наземной станции США в Центре космических полетов Годдарда в Мэриленде и один с наземной станции ЕКА в Вильянуэва-де-ла-Каньяда недалеко от Мадрида. Из-за своей эллиптической орбиты космический корабль проводил часть каждого дня в поясах Ван Аллена, в течение которых научные наблюдения страдали от более высокого фонового шума. Это время приходилось на вторую смену в США каждый день и обычно использовалось для калибровочных наблюдений и «домашнего хозяйства» космических аппаратов, а также для научных наблюдений, которые можно было проводить с коротким временем воздействия.
Трансатлантические наблюдения, проводимые дважды в день. Для передачи обслуживания требовался телефонный контакт между Испанией и США для координации переключения. Наблюдения между станциями не координировались, поэтому астрономы, вступившие в должность после передачи, не знали, куда будет указывать телескоп, когда начнется их смена. Иногда это означало, что смены наблюдений начинались с длительного маневра наведения, но позволяли максимальную гибкость в планировании блоков наблюдения.
Данные передавались на Землю в реальном времени в конце каждого научного наблюдения. Считывание камерой сформировало изображение размером 768 × 768 пикселей, а аналого-цифровой преобразователь привел к динамическому диапазону в 8 бит. Затем данные были переданы на Землю через один из шести передатчиков на космическом корабле; четыре были передатчиками S-диапазона, размещенными в таких точках вокруг космического корабля, что независимо от его положения, один мог передавать на землю, и два были передатчиками VHF, которые могли поддерживать меньшая полоса пропускания, но потребляющая меньше энергии, а также передаваемая во всех направлениях. Передатчики VHF использовались, когда космический корабль находился в тени Земли и, следовательно, полагался на батарею, а не на солнечную энергию.
В нормальных условиях наблюдатели могли удерживать телескоп на месте и ждать примерно 20 минут, пока данные не поступят. быть переданными, если они хотят иметь возможность повторить наблюдение, или они могут повернуться к следующей цели, а затем начать передачу данных на Землю, наблюдая за следующей целью.
Переданные данные использовались только для «быстрого просмотра», а полная калибровка была проведена позже сотрудниками IUE. Затем астрономы отправили свои данные на магнитной ленте по почте, примерно через неделю после обработки. С даты наблюдения у наблюдателей был шестимесячный период собственности, в течение которого только они имели доступ к данным. Через шесть месяцев он стал достоянием общественности.
Карта наблюдений IUE напроекционная карта всего неба. IUE позволил астрономам впервые увидеть ультрафиолетовый свет от многих небесных объектов и был использован для изучения объектов планетарной системы до далеких квазаров. За время его существования существано астрономов наблюдали с IUE, и в течение первого десятилетия его работы было опубликовано более 1500 рецензируемых научных статей, основанных на данных IUE. Девять симпозиумов Международного астрономического союза были посвящены обсуждению результатов IUE.
Все планеты Солнечной системы кроме Меркурий ; телескоп не смог навести ни одну часть неба в пределах 45 ° от Солнца, а наибольшее угловое расстояние Меркурия от Солнца составляет всего около 28 °. Наблюдения IUE за Венерой показали, что количество монооксида серы и диоксида серы в ее атмосфере значительно снизилось в течение 1980-х годов. Причина этого снижения еще не до конца понятна, но одна из гипотез состоит в том, что большое вулканическое извержение привело к выбросу соединений в атмосфере, и что они уменьшаются после окончания извержения
. Комета достигла перигелия в 1986 году, и ее интенсивно наблюдали с помощью IUE, а также в большом количестве других наземных и спутниковых миссий. УФ-спектры использовались для оценки скорости, с помощью которой можно было оценить, что всего 3 × 10 тонн воды испарилось из комета во время прохождения через внутреннюю часть Солнечной системы.
Некоторые из наиболее значительных результатов IUE были получены при изучении горячих звезд. Звезда, температура которой превышает 10 000 К, излучает большую часть своего излучения в УФ-диапазоне, и поэтому, если ее можно использовать только в видимом свете, теряется большой объем информации. Подавляющее большинство всех звезд холоднее Солнца, но более горячая фракция включает массивные, очень светящиеся звезды, которые выбрасывают огромное количество веществ в межзвездное пространство, а также белые карлики звезды, которые являются конечной стадией звездной эволюции для подавляющего всех звезд и имеют температуру до 100 000 К, когда они впервые формируются.
ИУЭ установил множество белых карликов-компаньонов звездную последовательность. Примером такого типа системы является Сириус, и в видимом диапазоне длинная звезда верхней части наблюдаемого ярче, чем белый карлик. Белый карлик может быть ярче или ярче, потому что он излучает большую часть своего излучения на этих более коротких длинах волн. В этих системах белый карлик изначально был более тяжелой звездой, но потерял часть своей массы на более поздних этапах своей эволюции. Двойные звезды - единственный прямой способ измерить масса звезд на основе наблюдений за их орбитальными движениями. Таким образом, наблюдения двойных звезд, в которых два компонента находятся на столь разных стадиях звездной эволюции, используются для определения взаимосвязи между массой звезд и тем.
Звезды с массой примерно в десять раз больше, чем у звезд. Солнце и выше имеют мощные звездные ветры. Солнце теряет около 10 солнечных масс в год в своем солнечном ветре, который движется со скоростью примерно 750 км / с, но массивные звезды могут терять в миллиард раз больше материала каждый год при перемещении ветров. со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Эти звезды существуют несколько миллионов лет, и за это время звездный ветер уносит значительную часть их массы и играет важную роль в определении, взорвутся ли они как сверхновые или нет. Эта потеря звездной массы была впервые впервые обнаружена с помощью ракетных телескопов в 1960-х годах, но МСЭ позволил астрономам наблюдать большое количество, что провести первые надлежащие исследования, как потеря массы звезды связана с массой и светимостью.
В 1987 году звезда в Большом Магеллановом Облаке взорвалась как сверхновая. Обозначенное SN 1987A, это событие имело огромное значение для астрономии, поскольку это была ближайшая к Земле сверхновая звезда и первая видимая невооруженным глазом со времен звезды Кеплера. в 1604 году - до изобретения телескопа . Возможность изучать сверхновую очень близко, что когда-либо было возможно прежде, чем вызвала интенсивные наблюдения на всех основных астрономических объектах, и первые наблюдения IUE были сделаны примерно через 14 часов после открытия сверхновой.
Данные IUE были использованы для определения того, что звездой-прародителем был синий сверхгигант, тогда как теория строго ожидала красного сверхгиганта. На изображениях космического телескопа Хаббла была обнаружена туманность , окружающая звезду-прародитель, которая состояла из массы, потерянной звездой задолго до того, как она взорвалась; Исследования IUE этого материала показали, что он богат азотом, который образуется в цикле CNO - цепи ядерных факторов, производящей большую часть энергии, излучаемой звездми, намного более массивными. чем Солнце. Астрономы пришли к выводу, что звезда была красным сверхгигантом и сбросила большое количество вещества в космос, прежде чем превратилась в синий сверхгигант и взорвалась.
IUE широко использовался для исследования Межзвездной среды. ISM обычно наблюдается, глядя на источники фона, такие как горячие звезды или квазары ; Межзвездное вещество поглощает часть света от фонового источника, поэтому его состав и скорость могут быть изучены. Одним из ранних открытий IUE было то, что Млечный Путь окружен огромным ореолом горячего газа, известным как галактическая корона. Горячий газ, нагретый космическими лучами и сверхновыми, простирается на несколько тысяч световых лет выше и ниже плоскости Млечного Пути.
Данные IUE также имели удаленное значение для определения того, как на свет от источников влияет пыль вдоль луча зрения. Это межзвездное поглощение влияет почти на все астрономические наблюдения. Данные IUE использовались, чтобы показать, что внутри галактики. Относительное изменение экстинкции с длиной волны мало меняется в зависимости от направления; изменяется только абсолютное количество абсорбции. Межзвездное поглощение в других галактиках аналогичным образом можно описать довольно простыми «законами».
ИУЭ значительно расширил понимание астрономами активных ядер галактик (AGN).). До своего запуска 3C 273, первый известный квазар, был единственным AGN, когда-либо наблюдалось в УФ-диапазоне. С МУП УФ-спектры AGN стали широко доступны.
Одной специальной целью была NGC 4151, ярчайшая сейфертовская галактика. Вскоре после запуска IUE группа европейских астрономов использовала время своих наблюдений, чтобы неоднократно наблюдать за галактикой и измерять изменения во времени ее УФ-излучения. Они появились, что вариации в УФ-диапазоне были намного больше, чем для оптических и инфракрасных длин волн. Наблюдения IUE были использованы для изучения черной дыры в центре галактики, масса которой оценивается в 50-100 миллионов раз больше массы Солнца. УФ-излучение изменялось в течение нескольких дней, что означает, что область излучения составляющая всего несколько световых дней в поперечнике.
Наблюдения за квазарами использовались для исследования межгалактического пространства. Облака газа водорода между Землей и данными квазаром будут поглощать часть его излучения на длине волны альфа Лаймана. Облака и квазар находятся на разном расстоянии от Земли и движутся с разными скоростями из-за расширения Вселенной, спектр квазара имеет «лес» абсорбционных функций на длинах волн короче его собственного Лайман альфа-излучение. До IUE наблюдения за этим так называемым лесом Лайман-альфа были ограничены очень далекими квазарами, для которых красное смещение, вызванное расширением Вселенной, привело к оптическим длинам волн. IUE позволил изучить более близкие квазары, и астрономы использовали эти данные, чтобы определить, что в ближайшей Вселенной меньше водородных облаков, чем в далекой Вселенной. Подразумевается, что со временем эти облака превратились в галактики.
IUE был спроектирован так, чтобы иметь минимальный срок службы в три года, и в нем находились расходные материалы, достаточные для пятилетнего срока службы. миссия. Однако он прослужил намного дольше, чем требовала его конструкция. Случайные сбои оборудования вызывали трудности, но были изобретены новаторские методы их преодоления. Например, космический корабль был оборудован шестью гироскопами для стабилизации космического корабля. Последовательные их отказы в 1979, 1982, 1983, 1985 годах и 1996 годах. Управление телескопом поддерживалось двумя гироскопами за счет использования датчика Солнца телескопа для определения положения космического корабля, стабилизация по трем осям оказалась возможной даже после пятого отказа с помощью датчика Солнца, датчиков точной и единственного оставшегося гироскопа. Большинство других частей системы телескопа оставались полностью функциональными на протяжении всей миссии.
В 1995 году из-за проблем с бюджетом НАСА почти прекратило выполнение миссии, но вместо этих операционных обязанностей были перераспределены, и ЕКА взяло на себя управление 16 часов в день, а GSFC только на оставшиеся 8. ESA 16 часов Используется для научных операций, в то время как GSFC 8 часов использовался только для технического обслуживания. В феврале 1996 года дальнейшее сокращение бюджета заставляет принять решение об отказе от эксплуатации спутника. Операции прекратились в сентябре того же года, а 30 сентября весь оставшийся гидразин был разряжен, батареи были разряжены и выключены, а в 1844 UT радиопередатчик был отключен и все контакты с космическим кораблем был потерян.
Он продолжает вращаться вокруг Земли по своей геосинхронной орбите, и будет продолжать делать это более или менее бесконечно, так как он находится намного выше верхних слоев атмосферы Земли . Аномалии силы тяжести Земли из-за ее несферической формы означали, что телескоп имел тенденцию дрейфовать на запад от своего местоположения примерно на 70 ° западной долготы в направлении примерно 110 ° западной долготы. Во время этой миссии спутник бесконтрольно дрейфовал к западу от своего прежнего местоположения.
Архив IUE один из наиболее часто используемых астрономических архивов. Данные были заархивированы с самого начала миссии, и доступ к архиву был бесплатно для всех, кто хотел его использовать. Однако в первые годы миссии, задолго до появления World Wide Web и быстрых глобальных каналов передачи данных, для доступа к архиву требовалось личное посещение одной из двух региональных центров анализа данных ( RDAFs), один в Университете Колорадо, а другой в GSFC.
. В 1987 году стало возможным получить доступ к архиву в электронном виде, подключившись к компьютеру в Годдарде. Архив, на тот момент составлявший 23 Гб данных, был подключен к компьютеру на запоминающем устройстве. Один пользователь за раз мог дозвониться и получить результаты наблюдения за 10–30 секунд.
Когда миссия вступила во второе десятилетие, были составлены планы ее окончательного архива. На протяжении всей миссии методы калибровки были улучшены, и окончательное программное обеспечение для обработки данных дало значительные улучшения по сравнению с предыдущими калибровками. В конце концов, весь набор доступных необработанных данных был откалиброван с использованием окончательной версии программного обеспечения для обработки данных, что позволило создать единый высококачественный архив. Сегодня этот архив находится в Архиве Микульского для космических телескопов в Научном институте космического телескопа и доступен через World Wide Web и API.
Ультрафиолетовое изображение (отображенное в синем видимом свете) Петли Лебедя, полученное более поздним ультрафиолетовым телескопом. Миссия IUE, в силу ее очень большой продолжительности и того факта, что большую часть ее срока службы он предоставил астрономам единственный доступ к ультрафиолетовому свету и оказал большое влияние на астрономию. К моменту завершения миссии она считалась самой успешной и продуктивной миссией космической обсерватории. В течение многих лет после завершения миссии его архив был наиболее часто используемым набором данных в астрономии, а данные IUE использовались в более чем 250 проектах PhD по всему миру. В настоящее время опубликовано почти 4000 рецензируемых статей на основе данных IUE, в том числе некоторые из наиболее цитируемых астрономических работ всех времен. Наиболее цитируемая статья, основанная на данных IUE, - это статья, анализирующая природу межзвездного покраснения, которая впоследствии была процитирована более 5500 раз.
Космический телескоп Хаббл теперь находился на орбите 21 год (по состоянию на 2011 г.), и данные Хаббла использовались в то время почти в 10 000 рецензируемых публикаций. В 2009 году спектрограф Cosmic Origins был установлен на HST астронавтами, запущенными с помощью прибора с космического корабля Space Shuttle, и это устройство регистрирует ультрафиолетовые спектры, что доказывает некоторые Возможность ультрафиолетового наблюдения в этот период. Еще одним ультрафиолетовым космическим телескопом, сильно отличающимся по фокусу, был широкоугольный телескоп Galex, работавший в период с 2003 по 2013 год.
Некоторые видения телескопов, такие как Habex или ATLAST включает возможность ультрафиолетового излучения, хотя неясно, есть ли у них какие-либо реальные перспективы. В 2010-е годы многие проекты телескопов терпели неудачу, и даже некоторые наземные обсерватории увидели возможность закрытия якобы для экономии бюджета.
