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