Globos para los Rayos Cósmicos

Los astrónomos han pensado por mucho tiempo que las supernovas son la fuente de los rayos cósmicos. Sin embargo, existe una inquietante discrepancia entre la teoría y las mediciones. El lanzamiento de un globo sonda, que ya se encuentra flotando sobre la Antártica, podría ayudarnos a resolver este misterio.

Enero 12, 2001 — Estire su mano y sosténgala durante unos 10 segundos. Una docena de electrones y muones acaban de atravesar su palma sin que usted lo haya sentido. Estas fantasmales partículas son llamadas por los científicos “rayos cósmicos secundarios” — sobrantes subatómicos de las colisiones entre moléculas localizadas a gran altura en la atmósfera terrestre y rayos cósmicos de alta energía provenientes del espacio exterior.

Los rayos cósmicos son núcleos atómicos y electrones que viajan a través de la galaxia a una velocidad cercana a la de la luz. La Vía Láctea está llena de rayos cósmicos. Afortunadamente, la magnetósfera y la atmósfera de nuestro planeta nos protegen de la mayoría de los rayos cósmicos. Aún así, los más poderosos -que pueden llevar consigo mil millones de veces más energía que las partículas creadas dentro de los aceleradores atómicos en la Tierra- producen grandes tormentas de partículas secundarias en nuestra atmósfera que sí pueden alcanzar la superficie de nuestro planeta. [más datos]

Arriba: Explosiones de supernova, como la que creó la Nebulosa del Cangrejo (fotografía), podrían ser la fuente de los rayos cósmicos galácticos.

¿De dónde provienen los rayos cósmicos? Los científicos han estado tratando de contestar esta pregunta desde 1912, cuando Victor Hess descubrió las misteriosas partículas volando en un globo a gran altitud sobre Europa. Los rayos cósmicos galácticos llueven sobre nuestro planeta desde todas partes. No existe una fuente definida que los astrónomos puedan señalar aunque haya un candidato muy popular.

“La mayoría de los investigadores creen que los rayos cósmicos provienen de las explosiones de supernova”, dice Jim Adams del Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA. Cuando las estrellas masivas explotan lanzan sus propias atmósferas al espacio. Las ondas de choque en expansión pueden romper átomos interestelares y acelerar los sobrantes de estos rompimientos hasta convertirlos en la energía de los rayos cósmicos. Los rayos cósmicos son, más tarde, dispersados por campos magnéticos interestelares — y vagan a traves de la galaxia perdiendo el sentido de su dirección original.

“Se necesita una gran potencia para mantener la población galáctica de rayos cósmicos,” dice Adams. “Los rayos cósmicos que pierden energía o que escapan de los confines de la galaxia tienen que ser reemplazados. Las supernovas pueden hacer este trabajo solamente si una de ellas explota más o menos cada 50 años. Los observadores calculan que una supernova explota en algún lugar de la galaxia de cada 10 a 100 años — apenas suficiente para satisfacer las necesidades energéticas de los rayos cósmicos.

Sin embargo, puede que exista un problema con la teoría de las supernovas, dice Adams.

“Una explosión de supernova genera una burbuja en el medio interestelar que crece hasta que la onda de choque se queda sin energía”, explicó. “Estas burbujas pueden acelerar partículas hasta un cierto punto, alrededor de los 10¹⁴electrón-volts (eV) por cada núcleo atómico, pero no más allá. Por debajo de los 10¹⁴ eV de energía, todas las diferentes especies de rayos cósmicos –protones, núcleos de Helio, etc. — deberían tener el mismo tipo de espectro de energía: una ley de potencias con un índice cercano a -2.7.”

Izquierda: Esta gráfica logarítmica muestra el flujo de rayos cósmicos que bombardea la Tierra como una función de la energía por partícula. Los investigadores creen que los rayos cósmicos con energías menores a los ~3×10¹⁵ eV provienen de las explosiones de supernova. El origen de los rayos cósmicos mucho más energéticos que éstos (arriba de la “rodilla” en el diagrama) sigue siendo un misterio.

Una espectro tipo “ley de potencias” tiene forma de línea recta en un papel logarítmico. En el rango de energías de ~10¹⁰ eV a 10¹⁴ eV, la teoría de la aceleración de los rayos cósmicos en las supernovas predice que el espectro en ley de potencias de los protones tendría la misma pendiente que la ley de potencias de núcleos más pesados (alrededor de -2.7).

El problema surge cuando los científicos comparan el espectro de energía de los protones y los núcleos de Helio, pues no se parecen tanto como deberían. Ambos presentan espectros tipo ley de potencias, sin embargo “los datos que se tienen indican una posible diferencia de 0.1 entre los índices espectrales de los protones y los núcleos de Helio,” dice Eun-Suk Seo, investigadora de los rayos cósmicos de la Universidad de Maryland. “El [la pendiente del] espectro de los protones es cercano a -2.7, pero el espectro de energía del Helio y los núcleos más pesados parecería estar menos inclinado. La diferencia es pequeña y podría no ser estadísticamente significativa”. Si hubiera una discrepancia genuina, añade Seo, podría existir un problema con la teoría de la aceleración de los rayos cósmicos en las supernovas.

Para averiguar si la teoría de las supernovas está de hecho en peligro, un equipo de científicos dirigidos por John Wefel (Universidad Estatal de Louisiana) y Eun-suk Seo, y con ayuda del Centro Nacional de Ciencia con Globos Sonda, lanzaron un globo lleno de Helio desde McMurdo, Antártica, el 28 de diciembre del 2000. La carga útil, que se encuentra ahora a 120,000 pies por encima de la superficie terrestre, incluye un espectrómetro de rayos cósmicos construido con fondos de la NASA, conocido por sus creadores como el Calorímetro Delgado para Ionización de Diseño Avanzado o “ATIC”, por sus siglas en inglés.

“ATIC es sensible a los rayos cósmicos con energías entre los ~10¹⁰eV y los 10¹⁴eV”, dice Wefel. Al cubrir tal rango de energías con un solo espectrómetro, el equipo espera poder medir el espectro de los rayos cósmicos protónicos y de Helio con una precisión alcanzada hasta ahora.

Right: La carga útil del ATIC cuelga de un vehículo de lanzamiento mientras el globo es llenado al fondo por personal del Centro Nacional de Ciencia con Globos Sonda. El experimento ATIC despegó hacia su vuelo circumpolar para medir rayos cósmicos galácticos este 28 de diciembre, 2000.

“Los rayos cósmicos de alta energía son raros”, continuó. “Por ejemplo, cada día el ATIC recolecta no más de ~10 rayos cósmicos con energías que excedan los 10¹³ eV. Por eso debemos volar el globo durante tanto tiempo, para juntar suficientes partículas y para obtener un resultado estadísticamente significativo”. Cuando el ATIC aterrice, el 12 o 13 de enero, el espectrómetro habrá estado en la estratósfera contando rayos cósmicos por casi dos semanas enteras.

La principal razón por la que los investigadores escogieron volar el globo sonda sobre la Antártica es el tiempo de vuelo. “Estaríamos felices de volar esta carga útil sobre Norteamérica” dice Adams. “El problema es que necesitamos tener al espectrómetro a bordo durante mucho tiempo. La Antártica tiene dos grandes ventajas: es territorio internacional, por lo que no tenemos que solicitar tantos permisos de sobrevuelo y, el Vórtex Antártico (un sistema de clima circulante alrededor del Polo Sur) mantiene el globo confinado al espacio aéreo sobre el continente”.

“Si existe una diferencia entre los espectros protónicos y de Helio — algo de lo cual no estamos seguros — no será necesario desechar el modelo de las supernovas”, continuó Wefel. “Sin embargo, una discrepancia sí causaría problemas”.  Los teóricos tendrían que considerar el avance de los frentes de choque de las explosiones de supernova con mayor detalle. “Cada explosión de supernova es una obra de arte en sí misma”, dice Adams. “Nosotros usamos modelos matemáticos en los que se asume que las explosiones son esféricas, pero no lo son. Dentro de la propia onda en expansión, se pueden ver irregularidades. Hay nudos brillantes, por ejemplo, en aquellos lugares donde las ondas de choque se encuentran con una nube de material interestelar. En grupos apelmazados de estrellas masivas (‘asociaciones OB’) donde las supernovas pueden ocurrir en rápida sucesión, las ondas de expansión colisionan unas con otras” ¡se puede volver un poco confuso! Modelar tales detalles podría afectar cualquier reconciliación entre la teoría y los datos.

Arriba: La carga útil del globo ATIC, Calorímetro Delgado para Ionización de diseño Avanzado.

¿Y si el modelo de las supernovas no puede ser rescatado? “Hay otras posibilidades,” dice Wefel, “Pero no hay muchas que sean buenas. Vamos a tener que buscar con mucho cuidado para encontrar algo que cumpla con los requerimientos de los rayos cósmicos y que no sean las supernovas.”

El grupo de análisis dirigido por Eun-Suk Seo está ansioso para lanzarse sobre los archivos de datos del ATIC después de que aterrice. Los nuevos conteos de partículas, que los investigadores esperan sean los más precisos hasta la fecha en el rango de energías del ATIC, podrían ayudar a resolver el misterio de los rayos cósmicos, que data de hace varias décadas.

Visite la página principal del ATIC para un reporte de situacion actual sobre el vuelo del globo sonda. Entre los Participantes del proyecto ATIC se incluyen a la Universidad Estatal de Louisiana, la Universidad de Maryland, NASA, el Laboratorio de Investigaciones Navales, La Universidad Sureña (Baton Rouge), La Fundación Nacional para la Ciencia, y colaboradores de Alemania, Corea y Rusia.

Odin (observatorio espacial)

Organización: Swedish Space Corporation

Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de 2001

Aplicación: Astrofísica y aeronomía

Masa: 250 Kg

Dimensiones: 2 x 3,8 m desplegado

Equipo: Radiómetro criogénico; Espectrómetro óptico

Tipo de órbita: Circular

Inclinación: 97,83 Grados

Periastro: 622 Km

Odin es un observatorio espacial sueco estabilizado en los tres ejes, construido por la Swedish Space Corporation y dedicado tanto a la observación astrofísica como al estudio de la atmósfera terrestre. Para ello utiliza un telescopio de tipo gregoriano de 1,1 metros de diámetro (fabricado por Saab) que alimenta dos instrumentos: un radiómetro y un espectrómetro óptico. El radiómetro se utiliza para observar en la banda milimétrica, a tres bandas de frecuencia: 118,25-119,25, 486,1-503,9 y 541,0-580,4 GHz, con una resolución en las observaciones de entre 0,1 y 1 MHz. El espectrómetro cubre tres bandas visibles e infrarrojas entre los 280 y los 800 nm y una banda infrarroja a 1270 nm.

Se diseñó para observar algunos gases de interés astrofísico presentes en nubes moleculares, como ioduro de carbono, vapor de agua, sulfuro de hidrógeno y amoníaco, entre otros. Puede realizar observaciones de hasta 60 minutos seguidos de objetos concretos. Para la observación atmosférica se dedica a observar monóxido de cloro, óxido nitroso, dióxido de nitrógeno, peróxido de hidrógeno, ácido nítrico y otros, estudiando entre otros campos el mecanismo de destrucción de la capa de ozono. Odin estudia la atmósfera observando el limbo terrestre, explorándola en un rango de alturas de entre 15 y 120 km y haciendo unas 40 exploraciones por órbita.

Odin fue lanzado el 20 de febrero de 2001 desde Svobodniy, mediante un cohete Start-1 ruso. Fue diseñado para una vida útil de dos años, pero su vida operativa continúa. Es el quinto satélite sueco dedicado a la investigación científica.

Los átomos de oxígeno son comunes en el espacio, especialmente alrededor de estrellas masivas. Sin embargo, el oxígeno molecular, que constituye alrededor del 20 por ciento del aire que respiramos, había eludido las observaciones de los astrónomos hasta ahora.

“El gas de oxígeno fue descubierto en la década de 1770, pero que nos ha llevado más de 230 años para finalmente decir con certeza que esta molécula muy simple existe en el espacio”, dijo Paul Goldsmith, científico del proyecto Herschel de la NASA en el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) en Pasadena, California. Goldsmith es el autor principal de un artículo reciente que describe los hallazgos en Astrophysical Journal.

Los astrónomos buscaron estas moléculas en el espacio durante décadas con globos, así como mediante telescopios terrestres y espaciales. El telescopio sueco Odin pudo finalmente descubrir la molécula de oxígeno en 2007, pero la observación no pudo ser confirmada.

HETE-2

High Energy Transient Explorer

El High Energy Transient Explorer es un pequeño satélite científico diseñado para detectar y localizar las explosiones de rayos gamma. Las coordenadas de los GRB detectados por HETE se distribuyen a los observadores interesados en tierra, en cuestión de segundos de la detección de ráfaga, lo que permite observaciones detalladas de las fases iniciales de los GRB.

El programa de HETE es una colaboración internacional conducido por el Centro de Investigación Espacial en el Instituto de Tecnología de Massachusetts. Nuestras instituciones colaboradoras son el Instituto de Química y Física (RIKEN), el Laboratorio Nacional de Los Alamos (LANL), el Centre d’Etude des Espacial Rayonnements (CERV), la Universidad de Chicago, la Universidad de California, Berkeley, la Universidad de California, Santa Cruz, el Centre Nationale d’Etudes Espaciales (CNES), la Escuela Nacional Superior de l’Aeronáutica y del Espacio (Sup’Aéro), Consiglio Nazionale delle el Ricerche (CNR), el Instituto Nacional de Investigaciones Espaciales (INPE), y el Instituto Tata de Investigación fundamental (TIFR).

El High Energy Transient Explorer (HETE) es un satélite espacial lanzado por la NASA con el objetivo de detectar Explosiones de rayos gamma y notificarlas a estaciones terrestres para que se encarguen de su estudio detallado.

La idea de un satélite capaz de realizar observaciones de explosiones de rayos gamma (en inglés: Gamma Ray Burst, GRB) comenzó a sonar en ciertos círculos en 1981, aunque no sería hasta 1986 cuando se propuso la primera misión realista con este objetivo, haciendo especial hincapié en localizar con precisión las GRB‘s usando las observaciones en varias longitudes de onda. Una vez conocidas las coordenadas las envía a una red de telescopios observatorios terrestres, que se encargan de investigar el evento. En 1989 la NASA aprobó dar fondos para un satélite de bajo coste de búsqueda de GRBs, y en 1992 comenzó la construcción del HETE-1.

Los instrumentos con los que contaría el HETE-1 consistían en:

• Cuatro detectores de rayos gamma suministrado por el CESR de Toulouse, Francia.
• Un detector de rayos X suministrado por el Instituto de Los Álamos y el Instituto de Química y Física de Tokio, Japón
• Cuatro cámaras para el espectro ultravioleta cercano, suministradas por el Instituto Tecnológico de Massachusetts

El satélite HETE-1 fue lanzado el 4 de noviembre de 1996 en un cohete Pegaso, que llegó bien a órbita, pero falló la tercera fase y el HETE-1 nunca se pudo desplegar.

Tras el fallo de HETE-1 la NASA decidió volver a intentarlo, usando gran parte del hardware de dicho satélite. En julio de 1997 se aprobó la financiación para un segundo satélite HETE, que sería lanzado a finales de 1999 o inicios de 2000.

La construcción de HETE-2 se llevó a cabo completamente en el Instituto Tecnológico de Massachusetts.

Los resultados de observaciones de GRBs a principios de 1997 por la sonda BeppoSAX y por telescopios terrestres indicaron que no se debían esperar grandes cantidades de radiaciones ópticas o ultravioletas, y que el flujo de rayos X era bastante mayor del previsto inicialmente, por lo que se decidió que en el HETE-2 volara un segundo detector de rayos X en lugar de las cámaras ultravioletas, dejando las cámaras ópticas sólo como sistema de orientación con las estrellas. Los demás instrumentos serían similares a los de la perdida sonda HETE-1

Finalmente HETE-2 fue lanzado el 9 de octubre de 2000 desde el atolón Kwajalein en las Islas Marshall

Actualmente se encuentra en órbita el Swift, un observatorio similar al HETE-2 pero que automáticamente se reorienta hacia la Explosión de rayos gamma detectada y la estudia en profundidad con sus propios instrumentos, eliminando el paso intermedio de tener que informar a las estaciones terrestres para que dicho fenómeno sea estudiado desde allí. Otra sonda también en órbita y con un instrumental similar al HETE-2 es la sonda europea INTEGRAL.

Organización: NASAID; COSPAR; 2000-061A

SatCat №: 26561

Fecha de lanzamiento

HETE-1: 4 de noviembre de 1996 (fallido)
HETE-2: 9 de octubre de 2000 05:38:00 UTC

Aplicación: Observatorio espacial

Equipo:

Cuatro detectores de rayos gamma
Un detector de rayos X

Cuatro cámaras para el espectro ultravioleta cercano

Fabricante: Instituto de Tecnología de Massachusetts

Masa de lanzamiento: 124 kilogramos (273 lb)

Poder: 4 paneles solares desplegables fijos

Cohete: Pegasus-H

Sitio de lanzamiento: Kwajalein

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: LEÓN

Semieje mayor: 6.932 kilómetros (4.307 millas)

Excentricidad: 0.0018587

Perigeo: 534 kilómetros (332 millas)

Apogeo: 559 kilómetros (347 millas)

Inclinación: 1.9485 °

Período: 95,7 minutos

RAAN: 207.197 grados

Argumento del perigeo: 13.7551 grados

La media de anomalía: 346.2996 grados

La media de movimiento: 85387

9 de mayo de, 2016 a 15:49:27 UTC

El High Energy Transient Explorer (abreviado HETE, también conocida como el Explorador 79) fue un estadounidense por satélite astronómico con participación internacional (principalmente Japón y Francia). El objetivo primordial de HETE era llevar a cabo el primer estudio múltiples longitudes de onda de las explosiones de rayos gamma con UV, rayos X y rayos gamma instrumentos montados en una sola nave, compacto. Una característica única de la misión HETE fue su capacidad para localizar los GRBs con ~ 10 segundo arco exactitud casi en tiempo real a bordo de la nave espacial, y para transmitir estas posiciones directamente a una red de receptores en los observatorios terrestres existentes permitiendo una rápida siguiente, sensible hasta estudios en el de radio, IR, y ópticos bandas. El bus del satélite por primera HETE fue diseñado y construido por AeroAstro, Inc., de Herndon, VA; el satélite de reemplazo, HETE-2, fue construido por el MIT basado en el diseño original de HETE.

Intentos de lanzamiento

La primera HETE se perdió durante el lanzamiento el Nov.4, 1996. El cohete Pegasus consigue un buen órbita, pero los pernos explosivos que liberan HETE de otro satélite (de Argentina SAC-B) y de su sobre DPAF no pudo cargar, acabando con los dos satélites. Una batería en la tercera etapa del cohete y responsable de estos pernos agrietado durante el ascenso.

HETE es lanzada por un cohete en el aire Pegasus como fotografiado desde el bombardero B-52.

Un segundo satélite HETE, HETE-2, fue lanzado el 9 de octubre de 2000 en una misión de seguimiento. Era similar a la primera HETE, pero sustituye la cámara UV con una cámara de rayos X adicional (cámara de rayos X blandos o SXC) capaz de una mayor precisión de localización que el instrumento de rayos X original (monitor de rayos X Ancho-Campo o WXM).

HETE-2 se colocó en un 625 kilómetros altitud de la órbita terrestre con una inclinación de 0-2 grados. ^[1]

Logros

Entre los logros de la misión HETE-2 son:

1. El descubrimiento de GRB 030329, un ampliamente observado, cerca del estallido de rayos gamma, que conecta con firmeza los GRBs con supernovas.
2. El descubrimiento de GRB 050709, que fue el primer GRB / difícil encontrarse con una contraparte óptica, lo que lleva a una firme establecimiento del origen cosmológico de esta subclase de GRB.
3. estallidos oscuros, o GRB que anteriormente no tener contrapartidas ópticas, no son completamente ópticamente oscuro. Algunos de estos GRBs oscuros se desvanecen en el óptico muy rápidamente, otros son más tenue pero detectable con grandes telescopios de clase (metro).
4. El establecimiento de otra subclase de los GRB, los menos energéticos destellos de rayos X (XRF), y su primera contraparte óptica.
5. El primer minuto de arco para enviar posiciones de los GRB a la comunidad de observación dentro de decenas de segundos del inicio de la GRB (y en algunos casos, mientras que la explosión estaba en curso).

Burst resumen de alertas

La página web HETE ^[2] enumera 6 en 2001, 19 en 2002, 25 en 2003, 19 en 2004, 12 en 2005, 3 en 2006 – el último reportó estar en marzo de 2006.

Los resúmenes de activación ^[3] mencionan 2 GRBs en mayo de 2006 y un XRB en Ene de 2007.

Estado más reciente

A partir de marzo de 2007 “La eficacia operativa de la nave y los instrumentos HETE ha disminuido debido a la avanzada edad de las baterías de NiCd a bordo.” ^[4]

HETE-2 lleva a los detectores que eran sensibles a los rayos X y los rayos gamma con energías que van de 1 a 500 keV (1 keV = 1,000 electronvoltios ). Esos detectores podrían determinar la ubicación de un GRB a sólo 10 minutos de arco en menos de dos minutos por lo que los astrónomos en la Tierra podrían realizar observaciones de seguimiento. (Algunos estallidos de rayos gamma que fueron detectados con rayos X podrían tener sus lugares determinados a los 10 segundos de arco.) HETE-2 siempre apuntando en dirección opuesta desde el Sol , lo que significa que cualquier GRBs que detectó eran visibles por la noche por los basados en tierra telescopios . Sus detectores pudieron observar una amplia zona; HETE-2 cubrió aproximadamente el 60 por ciento del cielo cada año.

HETE-2 observó más de 300 estallidos de rayos gamma. Uno de estos objetos, GRB 030329, fue el primero que se GRB duda asociada con una supernova sobre la base de las similitudes entre el espectro de su resplandor óptico y la de Tipo Ic supernovas. HETE también encontró que los GRBs han evolucionado a lo largo de la historia del universo , los primeros estallidos de rayos gamma son mucho más brillantes que las que se produjeron más tarde.

El XMM-Newton (X-ray Multi-mirror Mission – Newton) es un observatorio espacial de rayos X nombrado en honor de Isaac Newton.

Con el nombre preliminar de High Throughput X-ray Spectroscopy Mission fue lanzado por la ESA el 10 de diciembre de 1999 desde Kourou por un Ariane 5. Fue colocado en una órbita muy excéntrica, cuyo apogeo está a unos 114 000 km de la Tierra, mientras que el perigeo se encuentra a solo 7000 km, tardando unas 48 horas en completar una vuelta a la tierra. Al alejarse de la atmósfera terrestre se evita el bloqueo de los rayos X que ésta produce, pudiendo observarse fenómenos de muy altas energías que ocurren en el Universo.

El satélite es el mayor satélite científico construido en Europa hasta el momento, pesa 3800 kg, mide 10 m de largo y unos 16 m de ancho con los paneles solares desplegados. Tiene tres telescopios de rayos X, cada uno con 58 espejos concéntricos, diseñados de manera que se maximiza su área colectora, focalizan los rayos X en las cámaras CCD de los detectores. Esto le hace capaz de detectar fuentes de rayos X extremadamente débiles. Para identificar estas fuentes de rayos X y estudiarlas simultáneamente en otras bandas el XMM-Newton se ha completado con un monitor óptico, un telescopio de 30 cm de diámetro del tipo Ritchey-Chrétien. Este telescopio permite observar los objetos en luz ultravioleta y visible.

La misión fue propuesta en 1984 y aprobada al año siguiente. El primer equipo que trabajó sobre la idea se formó en 1993, empezando con la construcción del observatorio en 1996. El satélite fue probado entre marzo de 1997 y septiembre de 1999. El centro de operaciones científicas del XMM (SOC, Science Operations Centre) se encuentra en ESAC, Madrid, España, mientras que centro de control de la misión (MOC, Mission Operations Centre) está en ESOC, Darmstad, Alemania. En el primero se gestiona la actividad científica (observaciones, calibración, soporte astronómico a los observadores, etc) y en el segundo, las operaciones de la plataforma (dinámica de vuelo, sistemas de generación de energía, control térmico, etc). La información se procesa en la Universidad de Leicester, en Inglaterra y se almacena y archiva en el XMM-Newton SOC en ESAC, Madrid. En un principio, la misión iba a durar dos años, aunque debido a su extraordinario funcionamiento, con más de 2000 artículos publicados en revistas científicas de primera línea Nature, Astronomy and Astrophysics, Science, Astrophysical Journal, MNRAS, etc., la misión se ha extendido hasta el 2012.

Los principales campos de estudio de XMM-Newton son los fenómenos cósmicos que involucran procesos muy energéticos: Explosiones de supernova, estrellas binarias interactivas, núcleos galácticos activos (AGN), cúmulos de galaxias… Otro de estos campos de interés son las estrellas de neutrones. XMM ha sido el primer observatorio en detectar la influencia del campo gravitacional de una estrella de neutrones en la luz que emite. Además, está detectando más fuentes de rayos X que cualquier otro observatorio anterior.

El XMM-Newton observó el cometa 9P/Tempel 1 cuando fue alcanzado por la sonda estadounidense Deep Impact.

El lanzamiento del XMM tuvo lugar el 10 de diciembre de 1999 a las 14:32 GMT desde el Centro Espacial de la Guayana. ^[17] XMM se lofted al espacio a bordo de un Ariane 5 04 cohetes, y se colocó en una órbita altamente elíptica, de 40 grados que tenía un perigeo 838 km (521 millas) y un apogeo de 112.473 kilometros (69.887 millas). ^[1] Cuarenta minutos después de salir de la etapa superior del Ariane, telemetría confirmó a estaciones terrestres que los paneles solares de la nave habían implementado de manera exitosa. Los ingenieros esperaban un período adicional de 22 horas antes de ordenar los sistemas de propulsión a bordo para disparar un total de cinco veces, lo que, entre 10-16 de diciembre de cambiar la órbita de 7365 × 113.774 kilometros (4.576 × 70.696 millas) con una inclinación de 38,9 grados . Esto dio lugar a la nave espacial completa la fabricación de una revolución de la Tierra aproximadamente cada 48 horas. ^{[1] [18]}

Inmediatamente después de su lanzamiento, el XMM comenzó su fase de lanzamiento y órbita temprana de las operaciones. ^[19] El 17 y el 18 de diciembre de 1999, los módulos de rayos X y las puertas del monitor óptico se abrieron, respectivamente. ^[20] la activación del instrumento comenzó el 4 de enero de 2000, ^[1] . y la fase Instrumento Puesta comenzó el 16 de enero ^[21] el monitor óptico (OM) logró por primera vez la luz el 5 de enero, la cámara dos Europeo de fotones de imagen (EPIC) MOS – CCD siguieron el 16 de enero y el EPIC pn – CCD el 22 de enero, y la rejilla de reflexión espectrómetros (RGS) vieron por primera vez la luz el 2 de febrero. ^[21] el 3 de marzo, se inició la fase de calibración y validación del rendimiento, ^[1] y las operaciones científicas rutinarias comenzaron el 1 de junio. ^[21]

Durante una rueda de prensa el 9 de febrero de 2000, la ESA presentó las primeras imágenes tomadas por el XMM y anunció que un nuevo nombre había sido escogido para la nave espacial. Considerando que el programa había sido formalmente conocido como la Misión de Alto Rendimiento de espectroscopia de rayos X, el nuevo nombre reflejaría la naturaleza del programa y el creador del campo de la espectroscopia. Al explicar el nuevo nombre del XMM-Newton, Roger Bonnet, ex Director de Ciencia de la ESA, dijo: “Hemos elegido este nombre porque Sir Isaac Newton fue el hombre que inventó la espectroscopia y XMM es una misión de la espectroscopia.” Señaló que debido a Newton es sinónimo de gravedad y uno de los objetivos del satélite era localizar un gran número de candidatos de agujero negro “, no había mejor opción que XMM-Newton para el nombre de esta misión.” ^[22]

Incluyendo toda la construcción, lanzamiento de naves espaciales, y dos años de funcionamiento, el proyecto se llevó a cabo dentro de un presupuesto de € 689 millones (1999 condiciones). ^{[11] [12]}

Debido a la buena salud de la nave y los retornos significativos de los datos, el XMM-Newton ha recibido varias extensiones de misión por el Comité del Programa Científico de la ESA. La primera ampliación se produjo durante noviembre de 2003 y las operaciones extendidas a través de marzo de 2008. ^[23] La segunda extensión fue aprobada en diciembre de 2005, que se extiende a través de trabajos de marzo de 2010. ^[24] Una tercera extensión fue aprobada en noviembre de 2007, que preveía operaciones hasta el 2012. Como parte de la aprobación, se observó que el satélite tenía suficientes consumibles de a bordo (combustible, la energía y la salud mecánica) para continuar las operaciones pasadas teóricamente 2017. ^[25] la cuarta prórroga en noviembre de 2010 aprobó operaciones hasta el 2014.^[26] Una quinta ampliación fue aprobada en noviembre de 2014, las operaciones continuadas hasta 2018. ^[6]

La nave espacial tiene la capacidad de disminuir la temperatura de funcionamiento tanto de las cámaras EPIC y RGS, una función que se incluyó para contrarrestar los efectos nocivos de la ionizante la radiación en la cámara pixeles. En general, los instrumentos se enfrían a reducir la cantidad de corriente de oscuridad dentro de los dispositivos. Durante la noche 3-4 noviembre de 2002, RGS-2 se enfrió desde su temperatura inicial de -80 ° C (-112 ° F) hasta -113 ° C (-171 ° F), y unas horas más tarde – 115 ° C (-175 ° F). Después de analizar los resultados, se determinó la temperatura óptima para ambas unidades RGS sería -110 ° C (-166 ° F), y durante 11 13 al 14, ambos RGS-1 y RGS-2 se establece en este nivel. Durante 6 al 07 11, los detectores CCD MOS-EPIC se enfriaron de su temperatura de funcionamiento inicial de -100 ° C (-148 ° F) a un nuevo ajuste de -120 ° C (-184 ° F). Después de estos ajustes, tanto las cámaras EPIC y RGS mostraron mejoras en la calidad. ^[27]

El 18 de octubre de 2008, XMM-Newton sufrió un fallo en las comunicaciones inesperado, tiempo durante el cual no hubo contacto con la nave espacial. Si bien se expresó cierta preocupación de que el vehículo puede haber sufrido un evento catastrófico, fotografías tomadas por astrónomos aficionados en el Observatorio Starkenburg en Alemania y en otros lugares en todo el mundo mostraron que la nave estaba intacta y apareció en curso. Una señal débil finalmente fue detectado usando una antena de 35 metros (115 pies) en New Norcia, Australia Occidental, y la comunicación con el XMM-Newton sugirió que el interruptor de frecuencia de radio de la nave había fracasado. Después de solución de problemas de una solución, los controladores de tierra utilizan la NASA antena ‘s 34 m (112 pies) en los profundo de Goldstone comunicaciones espaciales complejas para enviar un comando que cambia el interruptor a su última posición de trabajo. ESA en un comunicado de prensa que el 22 de octubre, una estación terrestre en el Europeo de Astronomía Espacial Centre (ESAC) se puso en contacto con el satélite, lo que confirma el proceso había funcionado y que el satélite fue de nuevo bajo control. ^{[28] [29] [30]}

Nave espacial

XMM-Newton es un telescopio de largo espacio de 10,8 metros (35 pies), y es 16,16 m (53 pies) de ancho con paneles solares desplegados. En el lanzamiento pesaba 3.764 kilogramos (8.298 libras). ^[1] La nave espacial tiene tres grados de estabilización, lo que le permite apuntar a un objetivo con una precisión de 0,25 a 1 segundos de arco. Esta estabilización se logra a través del uso de la nave espacial Actitud y Órbita Subsistema de Control. Estos sistemas también permiten la nave espacial a señalar en diferentes objetivos celestes, y pueden convertir el arte en un máximo de 90 grados por hora. ^{[9] [22]} Los instrumentos a bordo de XMM-Newton son tres cámaras Europea de imágenes de fotones (EPIC), rejilla de reflexión de dos espectrómetros (RGS), y un monitor óptico.

La nave espacial es aproximadamente de forma cilíndrica, y tiene cuatro componentes principales. En la proa de la nave espacial es la Plataforma de soporte del espejo, que es compatible con los conjuntos de telescopios de rayos X y sistemas de rejilla, el monitor óptico, y dos sensores estelares. Alrededor de este componente es el módulo de servicio, que dispone de varios sistemas de apoyo a la nave espacial: la computadora y buses eléctricos, consumibles (tales como combustible y refrigerante), paneles solares, el Telescopio parasol y dos S-banda antenas. Detrás de estas unidades es el tubo del telescopio, de 6,8 metros (22 pies), largo y hueco de fibra de carbono estructura que proporciona separación exacta entre los espejos y su equipo de detección. Esta sección también alberga la desgasificación equipos en su exterior, lo que ayuda a eliminar cualquier contaminante del interior del satélite. En el extremo de popa de la nave espacial es la Asamblea de plano focal, lo que contribuye a la plataforma de plano focal (que lleva las cámaras y espectrómetros) y el manejo de datos, distribución de energía, y los conjuntos de radiador. ^[31]

Instrumentos

Cámaras Europeas de imágenes de fotones

Los tres Imaging Cámaras de Fotones Europea (EPIC) son los principales instrumentos a bordo de XMM-Newton. El sistema se compone de dos MOS – CCD cámaras y un solo pn cámara -CCD, con un campo total de visión de 30 minutos de arco y un rango de sensibilidad de energía entre 0,15 y 15 keV (82,7 a 0,83 angstroms). Cada cámara contiene una de seis posiciones rueda de filtros, con tres tipos de filtros de rayos-X transparente, una completamente abierta y una posición completamente cerrada; cada uno también contiene una fuente radiactiva utilizada para la calibración interna. Las cámaras pueden funcionar de forma independiente en una variedad de modos, dependiendo de la sensibilidad de la imagen y velocidad necesaria, así como la intensidad de la diana. ^{[32] [33] [34]}

Las dos cámaras CCD-MOS se utilizan para detectar los rayos X de baja energía. Cada cámara se compone de siete chips de silicio (una en el centro y seis circunda), con cada chip que contiene una matriz de 600 × 600 píxeles , dando a la cámara de una resolución total de alrededor de 2,5 megapíxeles. Como se discutió anteriormente, cada cámara tiene una gran adyacente radiador que enfría el instrumento a una temperatura de funcionamiento de -120 ° C (-184 ° F). Fueron desarrollados y construidos por la Universidad de Leicester Centro de Investigación Espacial y EEV Ltd. ^{[27] [32] [34]}

La cámara pn-CCD se utiliza para detectar los rayos X de alta energía, y se compone de un único chip de silicio con doce CCDs incrustadas individuales. Cada CCD es de 64 × 189 pixels, para una capacidad total de 145.000 píxeles. En el momento de su construcción, la cámara CCD-pn de XMM-Newton fue el mayor dispositivo de este tipo jamás se ha hecho, con una superficie sensible de 36 ^cm2 (5,6 pulgadas cuadradas). Un radiador enfría la cámara a -100 ° C (-148 ° F). Este sistema fue hecha por el Astronomisches Institut Tübingen, el Instituto Max Planck para la Física Extraterrestre, y PNSensor, toda Alemania. ^{[32] [35] [36]}

El sistema EPIC registra tres tipos de datos sobre todos los de rayos X que es detectado por sus cámaras CCD. El momento en que llega la radiografía permite a los científicos desarrollar curvas de luz que proyecta el número de rayos X que llegan con el tiempo y muestra los cambios en el brillo del blanco. Donde los rayos X golpean la cámara permite una imagen visible que se desarrollará del objetivo. La cantidad de energía transportada por los rayos X también puede ser detectada y ayuda a los científicos para determinar los procesos físicos que ocurren en el objetivo, tales como su temperatura, su composición química, y lo que el medio ambiente es como entre el objetivo y el telescopio. ^[37]

Rejilla de reflexión espectrómetros

Los espectrómetros Rejas de reflexión (RGS) son un sistema secundario de la nave espacial y se componen de dos cámaras de plano focal y sus matrices Rejas de reflexión asociado. Este sistema se utiliza para construir los datos del espectro de rayos X y puede determinar los elementos presentes en el objetivo, así como la temperatura, la cantidad y otras características de dichos elementos. El sistema RGS opera en el 2,5 a 0,35 keV (de 5 a 35 angstrom) gama, que permite la detección de carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, silicio y hierro. ^{[38] [39]}

El plano focal Cámaras se componen cada uno de los nueve dispositivos MOS-CCD montados en una fila y después de una curva llamada de un círculo de Rowland . Cada CCD contiene 384 × 1024 píxeles, para una resolución total de más de 3,5 megapíxeles. La anchura total y longitud de la matriz CCD fue dictada por el tamaño del espectro RGS y el rango de longitud de onda, respectivamente. Cada matriz de CCD está rodeada por una pared relativamente masiva, proporcionando la conducción de calor y radiación de blindaje. Radiadores de dos etapas se enfríen las cámaras a una temperatura de funcionamiento de -110 ° C (-166 ° F). Los sistemas de cámaras eran un esfuerzo conjunto entre SRON, el Instituto Paul Scherrer, y MSSL, con EEV Ltd y Espacio Contraves proporcionando hardware. ^{[27] [38] [39] [40] [41]}

Las matrices Grating de reflexión están unidos a dos de los telescopios primarios. Permiten aproximadamente 50% de los rayos X entrantes para pasar imperturbable al sistema EPIC, mientras que la reorientación de la otra 50% en las cámaras plano focal. Cada RGA fue diseñado para contener 182 rejillas idénticas, aunque un error de fabricación dejó uno con solamente 181. Debido a que los espejos de los telescopios ya se han centrado los rayos X para converger en el punto focal, cada una rejilla tiene el mismo ángulo de incidencia, y como con el Plano focal Cámaras, cada conjunto de redes se ajusta a un círculo de Rowland. Esta configuración minimiza las aberraciones focales. Cada 10 x 20 cm (4 × 8) en rejilla se compone de 1 mm (0,039 pulgadas) de espesor de carburo de silicio sustrato cubierto con un 2,000 angstrom (7,9 x 10 ^-6 en) el oro película, y con el apoyo de cinco berilio refuerzos. Las rejillas contienen un gran número de ranuras, que en realidad realiza la deflexión de rayos X; cada rejilla contiene un promedio de 646 ranuras por milímetro. Los RGA fueron construidos por la Universidad de Columbia. ^{[38] [39]}

Monitor óptico

El monitor óptico (OM) se encuentra a 30 cm (12 pulgadas) Ritchey-Chrétien telescopio óptico / ultravioleta diseñado para proporcionar observaciones simultáneas junto con los instrumentos de rayos X de la nave espacial. El OM es sensible entre 170 y 650 nanómetros en un campo cuadrado de 17 × 17 minutos de arco de vista co-alineado con el centro del campo de visión del telescopio de rayos X. Tiene una longitud focal de 3,8 m (12 pies) y una relación focal de ƒ / 12.7. ^{[42] [43]}

El instrumento está compuesto por el módulo de telescopio, que contiene la óptica, detectores, equipos de procesamiento, y la fuente de alimentación; y el módulo de la electrónica digital, que contiene las unidades de procesamiento de la unidad de control del instrumento y de datos. la luz entrante se dirige hacia uno de los dos sistemas de detección totalmente redundantes. La luz pasa a través de una posición 11 de la rueda de filtros (uno opaco para bloquear la luz, seis filtros de banda ancha, un filtro de luz blanca, una lupa, y dos grisms), luego a través de un intensificador que amplifica la luz en un millón de veces, y luego en el sensor CCD. El CCD es de 384 × 288 píxeles de tamaño, de las cuales 256 × 256 píxeles se utilizan para las observaciones; cada píxel se submuestreada más en 8 x 8 píxeles, lo que resulta en un producto final que es 2048 × 2048 de tamaño. El monitor óptico fue construido por el Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard con contribuciones de organizaciones en los Estados Unidos y Bélgica. ^{[42] [43]}

Telescopios

Diagrama de un tipo Wolter 1 sistema óptico

La alimentación de los sistemas de EPIC y RGS son tres telescopios diseñados específicamente para los rayos X directos en instrumentos primarios de la nave espacial. Los conjuntos de telescopios tienen cada uno un diámetro de 90 cm (35 pulgadas), son 250 cm (98 pulgadas) de longitud, y tienen un peso de base de 425 kg (937 lb). Los dos telescopios con la reflexión matrices Rejas pesan un adicional de 20 kg (44 lb). Los componentes de los telescopios incluyen (de delante a atrás) de la puerta del conjunto de espejo, entrada y de rayos X deflectores, módulo de espejo, deflector de electrones, un conjunto de redes de reflexión en dos de los conjuntos, y el deflector de salida. ^{[11] [44] [ 45] [46]}

Cada telescopio consta de 58 cilíndrica, anidado Wolter tipo 1 espejos desarrollados por Media Lario de Italia, cada uno de 600 mm (24 pulgadas) de largo y un diámetro de entre 306 700 mm (12,0 a la 27,6 pulg), produciendo un área total de recogida de 4.425 ^cm2 (686 pulgadas cuadradas) en 1,5 keV y 1.740 ^cm2 (270 pulgadas cuadradas) a las 8 keV. ^[1] los espejos van desde 0,47 mm (0,02 pulgadas) de espesor para el espejo más interno de 1,07 mm (0,04 pulgadas) de espesor para el espejo exterior, y la separación entre cada uno de los rangos de espejo 1,5-4 mm (0,06 a 0,16 pulgadas) de más interno a más externo. ^[1] Cada espejo fue construido por vapor de deposición de una capa de 250 nm de oro superficie reflectante en una altamente aluminio pulido mandril , seguido por electroformación un monolítico níquel capa de soporte sobre el oro. Los espejos acabados fueron pegadas en las ranuras de un Inconel araña, que los mantiene alineados dentro de la tolerancia de cinco micras requiere para lograr una adecuada resolución de rayos X. Los mandriles fueron fabricados por Carl Zeiss AG , y la electroformación y el montaje final se llevaron a cabo por Media Lario con contribuciones de Kayser-Threde . ^[47]

Subsistemas

Actitud y Órbita Sistema de Control

Nave espacial de tres ejes de control de actitud es manejada por el Sistema de Control de Actitud y Órbita (AOCS), compuesto de cuatro ruedas de reacción, cuatro unidades de medición inercial, dos rastreadores de estrellas, tres finos sensores solares, y tres sensores de adquisición de Sun. El AOCS fue proporcionado por Matra Marconi Space del Reino Unido. ^{[1] [48] [49]}

Orientación de la nave gruesa y mantenimiento órbita es proporcionada por dos conjuntos de cuatro 20- newton (4,5 lb _f) hidrazina propulsores (principal y de respaldo).^[1] Los propulsores de hidracina fueron construidos por DASA-RI de Alemania. ^[50]

Los sistemas de energía

Energía primaria para el XMM-Newton es proporcionada por dos paneles solares fijos. Las matrices se componen de seis paneles que miden 1,81 x 1,94 m (5,9 × 6,4 pies) para un total de 21 m ² (230 pies cuadrados) y una masa de 80 kg (180 lb). En el lanzamiento, las matrices proporcionan 2.200 W de potencia, y se espera que proporcionen 1.600 W después de diez años de funcionamiento. El despliegue de cada matriz tomó cuatro minutos. Los arreglos fueron proporcionados por espacio de Fokker de los Países Bajos. ^{[1] [51]}

Cuando la luz solar directa no está disponible, la energía es proporcionada por dos baterías de níquel-cadmio que proporcionan 24 A · h y un peso de 41 kg (90 lb) cada uno. Las baterías fueron proporcionados por SAFT de Francia.^{[1] [51]}

Sistema de monitoreo de la radiación

Las cámaras están acompañados por el Sistema de EPIC radiación Monitor (ERMS), que mide el ambiente de radiación que rodea a la nave espacial; específicamente, el protón ambiente y el flujo de electrones. Esto proporciona una alerta de dañar los eventos de radiación para permitir el apagado automático de los sensores CCD de la cámara sensible y la electrónica asociada. El SGDEA fue construido por el Centre d’Etude des Espacial Rayonnements de Francia. ^{[11] [32] [34]}

Visual de monitoreo de cámaras

El monitoreo visual Cámaras (VMC) en la nave espacial se añadieron a supervisar el despliegue de los paneles solares y el protector solar, y han proporcionado, además, imágenes de los propulsores de cocción y la desgasificación del tubo del telescopio durante las primeras operaciones. Dos CGP se instalaron en la Asamblea de plano focal mirando hacia adelante. La primera es FUGA-15, una cámara en blanco y negro con alto rango dinámico y 290 × 290 píxeles de resolución. El segundo es IRIS-1, una cámara de color con una variable de tiempo de exposición y 400 × 310 píxeles de resolución. Ambas cámaras miden 6 x 6 x 10 cm (2.4 x 2.4 x 3.9 pulgadas) y un peso de 430 g (15 oz) de. Ellos usan sensores de píxeles activos , una tecnología que era nuevo en el momento del desarrollo del XMM-Newton ‘s. Las cámaras fueron desarrollados por la OCI-Delft y IMEC, tanto de Bélgica.^{[50] [52]}

Los sistemas de tierra

Control de la misión XMM-Newton se encuentra en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Darmstadt, Alemania. Dos estaciones de tierra, que se encuentra en Perth y Kourou, se utilizan para mantener un contacto continuo con la nave espacial a través de la mayor parte de su órbita. Estaciones terrestres de respaldo se encuentran en Villafranca del Castillo, Santiago, y Dongara. Debido a que el XMM-Newton de almacenamiento de datos contiene ninguna de a bordo, los datos de la ciencia se transmiten a estas estaciones terrestres en tiempo real.^[18]

Los datos se envían entonces a la Astronomía Espacial Centro Europeo de Operaciones Científicas Centro ‘s en Villafranca del Castillo, España, donde el procesamiento de la tubería se ha realizado desde marzo de 2012. Los datos se archivan y distribuido por el Centro de Ciencias de la Encuesta de XMM-Newton (SSC) a L “Instituto de Investigación en Astrofísica y Planetología de Toulouse, Francia. Antes de junio de 2013, la SSC fue operado por la Universidad de Leicester , pero las operaciones fueron transferidos debido a la retirada de la financiación por el Reino Unido ^{[14] [53]}

Observaciones y descubrimientos

El observatorio espacial fue utilizado para descubrir el cúmulo de galaxias XMMXCS 2215-1738, 10 mil millones de años luz de la Tierra.^[54]

El objeto SCP 06F6, descubierto por el telescopio espacial Hubble (HST) en febrero de 2006, fue observado por el XMM-Newton a principios de agosto de 2006 y parecía mostrar un brillo de rayos X alrededor de ella ^[55] dos órdenes de magnitud más luminosos que el de supernovas.^[56]

En junio de 2011, un equipo de la Universidad de Ginebra, Suiza, informó el XMM-Newton de ver una llamarada que duró cuatro horas a una intensidad máxima de 10.000 veces la tasa normal, a partir de una observación de supergigante rápida de rayos X transitoria IGR J18410-0535, donde una supergigante azul estrella arrojar una nube de materia que fue parcialmente ingerida por un compañero más pequeña estrella de neutrones con el acompañamiento de las emisiones de rayos-X. ^{[57] [58]}

En febrero de 2013 se anunció que el XMM-Newton, junto con NuSTAR tener por primera vez se mide la velocidad de giro de un agujero negro supermasivo, observando el agujero negro en el centro de la galaxia NGC 1365 . Al mismo tiempo, se verifica el modelo eso explica la distorsión de los rayos X emitidos por un agujero negro.^{[59] [60]}

En febrero de 2014, un análisis separado extraídos del espectro de las emisiones de rayos X observadas por el XMM-Newton de una señal monocromática alrededor de 3,5 keV.^{[61] [62]} Esta señal está viniendo de diferentes grupos de galaxias, y varios escenarios de la materia oscura puede justificar dicha línea. Por ejemplo, un candidato 3,5 keV aniquilar en 2 fotones, ^[63] o una partícula de materia oscura 7 keV de decaer en fotones y neutrinos.^[64]

Además de tener los elementos financiados del paquete de instrumentos de XMM-Newton, de la NASA también proporciona la instalación de la NASA huéspedes Observador (GOF) en el Centro de Vuelo Espacial de la NASA / Goddard (GSFC). El Gobierno de Francia ofrece un centro de intercambio de información técnica generada en proyectos y programas de análisis, así como el apoyo presupuestario para los astrónomos estadounidenses que solicitan tiempo de observación de XMM-Newton.

Siguiendo los pasos de Newton, de la Agencia Espacial Europea ha decidido honrar a uno de los científicos más ilustres del mundo dando el nombre de Isaac Newton a la misión XMM, el observatorio XMM-Newton. La obra de Isaac Newton (1642-1727) en el campo de las matemáticas, la óptica y la física sentó las bases de la ciencia moderna. Hizo un gran impacto en la astronomía teórica y práctica y en la actualidad no se puede evocar una manzana, un telescopio reflector, un prisma de luz o la división y un sextante sin recordar las contribuciones de Newton a la ciencia.

Aspectos destacados de la ciencia

En órbita desde hace más de 15 años, XMM-Newton ha proporcionado muchos conocimientos sobre el funcionamiento del universo, cerca y lejos. Aquí están algunos ejemplos:

• Determinó que Agujero Negro de la Vía Láctea se cree que ha despertado violentamente hace aproximadamente 400 año y luego se apaga de nuevo alrededor de 100 años más tarde.
• Identificado las firmas potenciales de axiones solares, los candidatos partícula de materia oscura.
• Medido la velocidad de giro de un agujero negro supermasivo, por primera vez en colaboración con NuSTAR.
• Adquirido el primer mapa a gran escala de las distribuciones de materia y bariónicas oscuras en el universo.
• Detectado por primera vez una emisión de rayos X de conmutación en el seguimiento de un pulsar muy variable – volvió a abrir el debate sobre los mecanismos físicos que impulsan la emisión de pulsares.
• Descubrió que la nebulosa de Orión contiene una enorme nube de gas extremadamente caliente, o plasma, calentado a millones de grados.
• Construido el mayor catálogo de objetos emisores de rayos X cósmicos.
• Mostraron que los fuertes vientos de un agujero negro supermasivo soplan hacia fuera en todas las direcciones en colaboración con NuSTAR.
• Descubierto 2XMM J083026 + 524133, el cúmulo más masivo de galaxias observadas en el Universo distante hasta ese momento.
• Descubierta la primera detección definitiva de carga intercambiada inducida por la emisión de rayos X en Marte.
• Las imágenes adquiridas de estallido de rayos gamma GRB 031203 que revelaron la primera detección de un polvo dispersado aureola de rayos X en función del tiempo en torno a un estallido de rayos gamma.
• Analizado espectros de una galaxia activa distante, 1H0707-495, lo que puso de manifiesto dos características brillantes de emisión de hierro (hierro líneas L y K) en los rayos X reflejados que nunca se había visto juntos en una galaxia activa.

Última actualización Fecha: April 2, el año 2015

El Observatorio Chandra de rayos-X o CXC por su acrónimo en inglés,¹ es un satélite artificial lanzado por la NASA el 23 de julio de 1999. Fue llamado así en honor del físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, uno de los fundadores de la astrofísica, quien determinó la masa límite a la que las enanas blancas se convierten en una estrella de neutrones. Además, Chandra significa “luna” en sánscrito.

El Observatorio Chandra es el tercero de los Grandes Observatorios de la NASA. El primero fue el Telescopio Espacial Hubble, el segundo fue el Observatorio de Rayos Gamma Compton, lanzado en 1991 y ya desintegrado, y el último fue el Telescopio Espacial Spitzer. Antes del lanzamiento el Observatorio Chandra era conocido como AXAF por las siglas en inglés de Advanced X-ray Astronomical Facility.

Como la atmósfera terrestre absorbe la mayoría de los rayos X, los telescopios convencionales no pueden detectarlos y para su estudio se hace necesario un telescopio espacial.

En 1976 Riccardo Giacconi y Harvey Tananbaum propusieron a la NASA la idea del Observatorio Chandra, empezando los trabajos preliminares en el Marshall Space Flight Center. Mientras tanto, en 1978, la NASA lanzó el primer telescopio espacial de rayos X, el Einstein (HEAO-2).

A pesar de ello el trabajo en el proyecto Chandra continuó adelante durante las décadas de 1980 y 1990, pero en 1992 se rediseñó la nave para reducir costes. Se eliminaron cuatro de los veinte espejos de los que iba a disponer el observatorio, y se le calculó una órbita elíptica con la que alcanzaría la tercera parte de la distancia a la luna. Esto eliminó la posibilidad de reparaciones desde el transbordador espacial, en caso de averías, pues en su posición más lejana (apogeo) está situado a 135.000 km de la Tierra, 200 veces más alto que el Hubble; y en la posición más cercana (perigeo) queda a 14.000 km sobre el nivel del mar.

Fue lanzado por el transbordador Columbia (STS-93) siendo la carga más pesada que había puesto nunca en órbita la lanzadera hasta el momento.

Chandra puede observar el cielo en rayos X con una resolución angular de 0,5 segundos de arco, mil veces más que el primer telescopio orbital de rayos X.

El Observatorio de rayos X Chandra lleva los siguientes instrumentos:

• Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS)
• High Resolution Camera (HRC)
• High Energy Transmission Grating Spectrometer (HETGS)
• Low Energy Transmission Grating Spectrometer (LETGS)

Entre otros objetos ha servido para el estudio de RCW 86, resto de la supernova SN 185.

Su espejo primario tiene 1,22 metros de diámetro. Al comienzo se proyectó con 20 espejos que, al final se quedaron en 4.

Su periodo orbital es de 64 horas 12 minutos.

En los 10 años que lleva operativo, el Chandra-X ha tenido una importante influencia en la astrofísica del siglo XXI.

Con su incomparable posibilidad de captar imágenes de muy alta resolución ha facilitado enormemente la investigación de los fenómenos espaciales, desde el estudio de los cometas hasta la solución de planteamientos cosmológicos.

Los nuevos descubrimientos astronómicos se van produciendo a un ritmo creciente, gracias a las imágenes de centenares de objetos celestes observados.

Se ha conseguido comprobar la geometría del espacio-tiempo alrededor de los agujeros negros, la existencia de materia oscura y la confirmación de la existencia de energía oscura.

Los Rayos X tienen longitudes de onda extremadamente cortas (entre 0,1 y 10 nanómetros), solamente son más cortas las longitudes de los mortíferos rayos gamma (0,01 nanómetro). Las longitudes de ondas visibles se distribuyen entre 380 y 780 nanómetros.

Chandra está diseñado para observar rayos X provenientes de regiones del universo altamente energéticas, tal como los restos de la explosión de una estrella. Las dos imágenes de los restos de una supernova en la Nebulosa del Cangrejo y su pulsar asociado, mostradas abajo, ilustran cómo una alta resolución puede revelar nuevos e importantes rasgos en los fenómenos espaciales conocidos.

La imagen de la izquierda proviene del Captador de Imágenes de Alta Resolución (High Resolution Imager) instalado en el satélite Rontgen (Rontgensatellite), cuyo acrónimo es Rosat, el observatorio con la mejor capacidad de obtención de imágenes antes del Chandra. La imagen de la derecha, tomada por el instrumento Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS), montado en el Chandra, tiene aproximadamente cincuenta veces mejor resolución que la imagen de la derecha. En la imagen tomada por el Chandra, nuevos detalles (anillos y chorros en la región que circunda al pulsar) proveen valiosa información para entender cómo este pulsar transmite energía a la nebulosa.

Nebolusa del Cangrejo – Chandra – Crédito: NASA/CXC/SAO

El Observatorio posee tres partes principales: (1) el telescopio de rayos-X, cuyos espejos enfocan los rayos-X desde los cuerpos estelares; (2) los instrumentos científicos, que registran los rayos-X en forma de imágenes que pueden ser analizadas posteriormente; y (3) la nave espacial, que provee el medio de soporte propicio para que el telescopio y los instrumentos puedan funcionar.

La inusual órbita del Chandra fue alcanzada, después del despliegue del satélite, gracias a un sistema de propulsión que posicionó al observatorio en una órbita alta alrededor de la Tierra. Esta órbita, que posee la forma de una elipse, hace que el satélite recorra una distancia equivalente a un tercio del camino a la Luna antes de aproximarse nuevamente a la Tierra. La menor distancia que el Chandra toma con respecto a la Tierra es de 16.000 kilómetros (9.942 millas). El tiempo necesario para completar esta órbita es de 64 horas y 18 minutos.

El 85% de la órbita del satélite queda situada más allá de los cinturones de partículas cargadas (los cinturones de Van Allen) que rodean a la Tierra. Entonces, sesiones de observación tan extensas como 55 horas son posibles; haciendo que el porcentaje útil de trabajo del Chandra sea mucho mayor que el obtenible en una órbita baja de unos pocos de cientos de kilómetros, como las usadas por la mayoría de los satélites.

Las organizaciones con mayor participación en el proyecto Chandra son las siguientes:

Coordinación y Gerenciamiento General del Programa:

Centro Espacial Marshall, dependiente de la NASA

Contratista Principal:

TRW (ahora NGST)- Construcción e Integración de Naves Espaciales

Subcontratistas Principales:

Raytheon Optical Systems – Maquinado y Pulido de Espejos

Optical Coating Laboratories, Inc. – Recubrimiento y Limpieza de Espejos

Eastman Kodak Corporation – Ensamblado de Espejos

Ball Aerospace and Technology Corp. – Módulo de Instrumentos Científicos

Instrumentos Científicos:

Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) – Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT) y Universidad Estatal de Penn

High Resolution Camera (HRC) – Observatorio Astrofísico Smithsonian (SAO)

High Energy Transmission Grating – MIT

Low Energy Transmission Grating – Instituto Holandés de Investigación Espacial y el Instituto Max Planck de Alemania.

Científicos del Telescopio:

Dr. Leon VanSpeybroeck, SAO

Equipo de Soporte de la Misión:

SAO

Centro de rayos-X Chandra:

SAO (con personal del MIT y NGST)

Soporte Científico

Centro de Control de Operaciones

El Centro de Rayos-X Chandra está localizado en Cambridge, Massachusetts, en el Observatorio Astrofísico Smithsonian y su personal está integrado por gente del SAO, el MIT y NGST. El Dr. Harvey Tananbaum es el director del Centro. El equipo de Soporte Científico (Science Support) es responsable del planeamiento de la misión y las operaciones científicas. El Centro de Control de Operaciones dirige el vuelo del satélite, ejecuta el plan de trabajo del observatorio, y recibe los datos científicos desde el observatorio.

Imagen de un pulsar desde el Chandra

Chandra comenzó una exploración de las turbulentas y calientes regiones del espacio con imágenes 25 veces más nítidas que las anteriores imágenes de rayos-X. El ejemplo de más abajo ilustra cómo Chandra permite a los astrónomos estudiar el proceso por el cual chorros de materia son ejectados desde agujeros negros supermasivos en las densas regiones centrales de las galaxias.

La increíble sensibilidad del Chandra puede hacer posible estudios más detallados de agujeros negros, supernovas y materia oscura, e incrementar nuestro entendimiento del origen, evolución, y destino del universo.

Cúmulo galáctico 3C438 fotografiado por el Chandra-X

El Observatorio de Rayos X Chandra (anteriormente conocido como AXAF) fue construido con objeto de hacer una búsqueda de alta resolución de la incidencia de rayos X, para realizar observaciones astrofísicas en el rango de energía desde 0,09 hasta 10,0 keV. Los objetivos científicos principales de la misión fueron determinar la naturaleza de los objetos celestes desde las estrellas normales a los cuásares, para comprender la naturaleza de los procesos físicos que tienen lugar en ellos y entre los objetos astronómicos, y estudiar en general, la historia y evolución del universo. Las observaciones se harán mediante los rayos X procedentes de regiones de alta energía, tales como los restos de supernovas, pulsares de rayos X, agujeros negros, estrellas de neutrones, y cúmulos galácticos calientes.

Alpha Magnetic Spectrometer

3 de junio de 1998: el transbordador Discovery espacio de carga visto desde el MIR (STS-91 fue el último vuelo del programa de traslado / MIR). AMS-01 es la pequeña caja cuadrada en la parte trasera. [Imágenes de la NASA / Roscosmos]

El AMS-01 volaría finalmente en 1998 durante la STS-91 Discovery, la última misión de un transbordador a la estación espacial rusa Mir.

A detail view of the AMS-01 module (center) mounted in the shuttle payload bay for the STS-91 mission.

Un prototipo del AMS designado AMS-01, una versión simplificada del detector, fue construido por el consorcio internacional bajo dirección de Ting y volado al espacio a bordo the Space Shuttle Discovery on STS-91 en junio de 1998. Al no detectar ninguna antihelium el AMS-01 estableció un límite máximo de 1.1 × 10−6 para el antihelium relación de flujo de helio [15] y demostró que el concepto de detector trabajó en el espacio. Esta misión de la lanzadera fue el último vuelo de transbordador a la Mir Space Station.

Detalle del AMS-01 (NASA).

En 1999, luego del vuelo exitoso del prototipo AMS-01, el costo total del programa AMS fue estimado en 33 millones de dólares, con el AMS-02 siendo enviado hacia la ISS en 2003.¹¹ Sin embargo, debido al accidente del transbordador espacial Columbia en 2003, y luego de un cierto número de problemas técnicos con la construcción del AMS-02, la estimación del costo del programa escaló hasta los 1.500 millones de dólares.¹²

El elevado costo del proyecto fue duramente criticado durante el período en el cual el vuelo para llevarlo al espacio había sido cancelado.⁵

El experimento AMS-01 fue construido alrededor de un imán cilíndrico permanente construido con 6.000 pequeños bloques de NdFeB. Ha sido el primer espectrómetro magnético grande jamás operado en el espacio.

Los subdetectores instalados en AMS-01 fueron: silicio del detector, para medir el signo de la carga y el impulso de las partículas cargadas del Tiempo de Vuelo, para medir la velocidad de las partículas cargadas y para proporcionar el gatillo del experimento Un sistema Anticounter, a las partículas que atraviesan el veto espectrómetro pero que cruzan las paredes de imán Un detector Cherenkov umbral, para separar una baja velocidad de las partículas de alta velocidad

Durante la misión de 10 días, el AMS-01 recoge cerca de 80 M de disparadores, que fueron analizados fuera de línea después del retorno a tierra. Los resultados del análisis de estos datos, donde publicados en una serie de artículos más citados, incluyendo un informe de Física:

1. The Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) on the International Space Station: Part I – results from the test flight on the space shuttle. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Physics Reports 366: 331–405, 2002. 74pp.
2. Search for anti-helium in cosmic rays. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 18pp. Phys.Lett.B 461:387-396, 1999.
3. Helium in near Earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Nov 2000. 10pp. Phys.Lett.B 494:193-202, 2000. 9pp.
4. Cosmic protons. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 8pp. Phys.Lett.B 490:27-35, 2000.
5. Leptons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 13pp. Phys.Lett.B 484:10-22, 2000, Erratum-ibid.B495:440, 2000.
6. Protons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 19pp. Phys.Lett.B 472:215-226, 2000.
7. A Study of cosmic ray secondaries induced by the Mir space station using AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Nucl.Instrum.Meth.B234:321-332, 2005.
8. Cosmic-ray positron fraction measurement from 1 to 30-GeV with AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Phys.Lett.B646:145-154, 2007.

El AMS-01 en la bodega del Discovery en 1998 (en la parte inferior) (NASA).

El detector AMS-01 se basa en un imán Ne-Fe-B permanente con una fuente de análisis de 0,15 m2 T que contiene 4 de los 6 capas del seguidor de silicio y los contadores de centelleo del sistema anticoincidence. Cada plano de seguimiento da una medida de 2 coordenadas (x, y) con una resolución de 30 (x) y 10 micras (y) y de deposición de energía, dando así el movimiento de la partícula y la carga

El gatillo está dada por el tiempo de sistema de vuelo (TOF), que además mide la velocidad de las partículas de desplazamiento y su carga. En combinación con las mediciones de seguimiento, esto permite la determinación de la masa de la partícula.

El detector se completa con un contador Cherenkov umbral, por debajo del imán, para mejorar la separación entre los electrones y los protones hasta 3,5 GV.