ÍNDICE
1.- EL PROGRAMA "ORIGINS" DE NASA
2.2 El Gas caliente y la evolución química de Galaxias
2.3 El Gas molecular y el Origen de las estrellas
3.2 FUSE vs misiones anteriores
7.- PRIMEROS
RESULTADOS
Índice
FUSE, o Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer es una misión
de NASA enmarcada dentro del programa Origins. Representa la nueva
generación de observatorios espaciales en el rango ultravioteta.
Su objetivo primario es usar espectroscopía de alta resolución
en el
ultravioleta lejano para estudiar el origen y evolución
del Deuterio e Hidrógeno creados poco después del Big Bang,
y los procesos que intervienen en la evolución de galaxias, estrellas
y sistemas planetarios.
El intervalo del espectro electromagnético a observar es, aproximadamente, de 900 a 1200 Angstroms (ultravioleta lejano). FUSE estudiará esta región con mucha mayor sensibilidad y poder de resolución que cualquier otra de las escasas misiones anteriores dedicadas a esta parte del espectro.
Todo el proyecto ha sido desarrollado por la Universidad Johns Hopkins, en Baltimore, que se ocupa también del control del satélite, siendo la primera vez que una universidad se encarga totalmente de una misión de este calibre. El Investigador Principal del proyecto es el Profesor Warren Moos. La misión durará tres años y su presupuesto es de unos 204 millones de dólares.
La Universidad Johns Hopkins ha colaborado con la Agencias Espaciales de Francia y Canadá, que de esta forma dispondrán de tiempo de observación. También participaron la Universidad de Colorado (Boulder), la Universidad de California (Berkley) y la empresa Swales Aerospace (Beltsville, Maryland).
1.- EL PROGRAMA "ORIGINS" DE NASA
Origins
es un programa de NASA de dos décadas de duración. A lo largo
de ese tiempo se desarrollará la tecnología necesaria para
llevar al espacio una serie de telescopios que, apoyados por observatorios
terrestres, intentarán aumentar nuestra comprensión del Universo.
En este programa NASA apuesta por la Interferometría, aunque
hay una variedad de misiones
relativamente amplia.
Entre las preguntas que este programa se plantea están:
- Cómo fueron las condiciones físicas en los primeros minutos
después del Big Bang?
- El modelo del Big Bang describe adecuadamente el origen del Universo?
Si es así, el Universo es abierto o cerrado?
- Cómo se formaron las primeras galaxias?
- Cómo se dispersan los elementos químicos a través
de las galaxias y cómo afecta esto al modo en que las galaxias evolucionan?
- Cuáles son las propiedades de las nubes de gas interestelar de
las que se forman las estrellas y sistemas planetarios?
- Tiene la Vía Láctea una gran fuente de gas caliente, que
revuelve el material
cósmico y da
lugar al nacimiento de estrellas?
- Existen planetas más allá del Sistema Solar que puedan
sustentar vida?
Las claves para contestar estas cuestiones son la tasa de expansión de Hubble, la radiación de fondo de microondas y las abundancias de los elementos ligeros. HST y COBE ya han proporcionado datos para estudiar los dos primeros puntos, siendo necesaria otra misión, FUSE, para acometer el último.
2.- OBJETIVOS CIENTÍFICOS
NASA abordará todas estas cuestiones mediante el estudio de la abundancia cósmica del Deuterio y del contenido de gas caliente de nuestra galaxia y otras próximas, como las Nubes de Magallanes.
2.1 Deuterio y Big Bang
En los primeros momentos del Universo, bajo condiciones extremas en que
toda la materia se encontraba en estado de plasma, tuvieron lugar las reacciones
de fusión de protones y neutrones que produjeron elementos cada
vez más pesados, empezando por Deuterio, Helio...
Las abundancias relativas de los elementos así producidos son muy sensibles a la temperatura y densidad del medio en que se producen, con lo que una medida de esas abundancias permitiría deducir las condiciones iniciales del Universo. También se comprobaría si las cantidades son consistentes con la nucleosíntesis y posterior evolución química propuesta por la teoría del Big Bang. Sin embargo, la cantidad de Deuterio en el Universo decrece al ser procesado por las estrellas a un ritmo que todavía se desconoce.
Un forma de estimar la cantidad de Deuterio que ha sido destruído es medir las abundancias de Deuterio en relación con Hidrógeno y otros elementos más pesados en varios escenarios: la vecindad solar, nubes de gas en zonas más distantes de la Vía Láctea y nubes intergalácticas. Se han realizado varias medidas en misiones anteriores, pero no han coincidido en los resultados.
Pueden conseguirse medidas muy precisas de estas abundancias relativas a partir de las series de Lyman de Hidrógeno y Deuterio. Es posible obtener las series completas (salvo Lyman alpha a 1216 Å) con un espectrógrafo que trabaje en la región de 90 - 120 nm. Para resolverlas por separado, su resolución deberá ser mayor que los 82 km/s que las separan.
Así pues, la misión tiene los siguientes objetivos relacionados con este tema:
- Obtener medidas de la abundancia de Deuterio a partir de sus líneas
de absorción en un gran número de entornos galácticos
de diferente metalicidad e historia evolutiva.
- También se estudiará el medio interestelar local, nubes
de gas lejanas en el disco de la galaxia, el halo de la Vía Láctea,
nubes de gas intergalácticas a bajo redshift (z<3) y halos de
otras galaxias.
- Estimación de las abundancias de elementos más pesados,
dado que su producción explicaría la tasa de procesamiento
de material en las galaxias.
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2.2 El Gas caliente y la evolución química de Galaxias
La evolución química de las galaxias está íntimamente relacionada con la interacción de las estrellas y el medio interestelar: la estrella cede ciertos elementos químicos junto con energía, debido a los vientos estelares y explosiones de supernova.Toda esta actividad puede inducir la formación de nuevas estrellas que podrían tener su propio sistema planetario.
Como resultado de la interacción, el medio interestelar alcanza
grandes temperaturas. El gas, que ha quedado ionizado, se enfría
posteriormente dando lugar a procesos de recombinación.
Las líneas de recombinación que mejor se observan son
el doblete de O VI a 1031.926 Å y 1037.617
Å . O VI es un buen indicador de que el gas ha alcanzado
los 106 k: tiene su máxima abundancia en el equilibrio
de ionización colisional (~ 3 x 105 k) y tiene un potencial
de ionización (114eV) suficientemente alto como impedir ser fotoionizado
por una estrella caliente.
Copernicus, IUE y HST hicieron las primeras observaciones de estas líneas
en la vecindad solar. Con esta misión se podrán alcanzar
puntos más lejanos. Los objetivos son:
- Hacer un survey de la línea de absorción de O VI en el
disco de la Vía Láctea para determinar la distribución
y propiedades del gas caliente en la galaxia.
- Usar un cierto número de apuntados hacia las Nubes de Magallanes,
para determinar si existe relación entre la absorción de
O VI y las propiedades en rayos-X de ciertos remanentes conocidos de nova
y supernova.
- Se usarán estrellas del halo y AGN/QUASARS como fuentes de fondo
para explorar el halo a través de distintas líneas de visión.
- El programa caracterizará la distribución y cinemática
de O VI en el disco galáctico. Además,
el estudio de la distribución de esta y otras especies ayudarán
a establecer la composición del gas, cómo se mezcla y qué
procesos lo calientan. De este modo comprenderemos mejor cómo evolucionan
las galaxias, cómo se transfieren en ellas materia y energía
y cómo dan lugar a nuevas generaciones de estrellas (y planetas).
2.3 Gas molecular y el Origen de las estrellas
Se sabe relativamente muy poco acerca del gas molecular, que constituye
la mayor parte del gas entre estrellas. En ultravioleta, las líneas
de absorción de H2 proporcionan información de
la formación y destrucción de moléculas en zonas externas
de las nubes moleculares. Copernicus dio una primera visión en este
rango, pero únicamente alcanzó la vecindad solar.
La misión tiene los siguientes objetivos:
- Sondear, en busca de H2, nubes más lejanas que las
que alcanzó Copernicus.
- Observar en nubes con una gran extinción en el ultravioleta lejano
varias magnitudes más profundo que Copernicus.
- Explorar lineas de visión en el medio interestelar para estudiar
la distribución rotacional de H2, las física del
gas molecular y el campo de radiación ultravioleta.
- Se estudiarán líneas de visión en nubes que tengan
zonas traslúcidas para determinar la relación entre H2,
la composición de los granos de polvo y la extinción ultravioleta.
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2.4 Medio intergaláctico
Se estudiará
la absorción de He II en el medio intergaláctico en la línea
de visión de varios quasars a redshifts de 2 - 3. Con estas observaciones
se podrá discernir si la fuente de opacidad de He II es discreta
o continua y se tendrán conidiciones para la forma y origen de la
radiación ultravioleta.
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2.5 Objetivos secundarios
Aparte de la información sobre el medio interestelar, la instrumentación del satélite permitirá resolver algunas cuestiones acerca de otros objetos de interés como, por ejemplo, galaxias AGN, quasars, estrellas masivas, supernovas, nebulosas planetarias, discos circumestelares, jets y capas más externas de la atmósfera de estrellas frías y planetas.
Puede encontrarse una lista detallada de estos objetivos en Proyectos del equipo.
3.- OTRAS MISIONES EN ULTRAVIOLETA
La región del espectro electromagnético que es necesario estudiar (90.5 - 119.5 nanómetros) apenas ha sido explorada. En los años 70, la misión Copernicus obtuvo imágenes en esta región, para estrellas calientes en un radio de 1 kpc en torno al Sol. En los 90, HUT y ORFEUS a bordo de misiones Shuttle observaron también este rango espectral. De todas formas, la máxima capacidad espectroscópica de la que disponía NASA en ultravioleta, antes del lanzamiento de FUSE, era la de STIS a bordo de HST y sólo llegaba hasta los 1150 Å.
3.1 Resumen
Estas son las misiones que guardan algún tipo de relación
con el rango ultravioleta. Para más detalles, apretar aquí.
| MISIÓN | RANGO
ESPECTRAL |
TELESCOPIO | DETECTOR | RESOLUCIÓN | MAGNITUD
LÍMITE |
AGENCIAS |
| IUE | 1150-3250 Å | Ritchey-Chretien 45 cm apertura | Cámaras SEC vidicón | 0.1 Å
6 Å |
12
17 |
NASA, ESA, PPARC (UK) |
| MSX | 110-28000 nm | BMDO | ||||
| EUVE | 70-760 Å | 2 Wolter-Sch. typeI
1 Wolter-Sch typeII |
Placa microcanal
Espectrógrafos |
NASA, Berckley | ||
| XMM | 123.98-0.12398 Å | 58 Wolter type I concéntricos de 30 cm de apertura | Cámaras
'photon imagin' Monitor en visible |
ESA | ||
| Copernicus | 900-1560 Å
1650-3150 Å |
3 Wolter type 0
tubo colimador |
2 contadores proporcionales (PC) y un canal
fotomultiplicador
1 PC |
6 | NASA, REINO UNIDO | |
| ORFEUS | 400-1200 Å
900-1250 Å |
Telescopio de 1m de apertura | Espectr. Rowland
Espectr. Echelle |
NASA y la Agencia Espacial Alemana | ||
| HUT | 825-1850 Å
420-925 Å |
Espejo parabólico de 90 cm
Espectrógrafo Rowland |
Contador de fotones
Placa microcanal Fotocátodo de CsI Array fotodiodos |
3 Å | 16 | JHU |
3.2 FUSE vs misiones anteriores
FUSE abre una ventana espectral muy rica en líneas óptimas para el estudio de átomos, iones y moléculas que no se pueden estudiar de otro modo.
Su instrumentación le permite observar fuentes 10.000 veces más débiles que las que estudió Copernicus y su poder de resolución es mucho mayor que el de ORFEUS ó HUT.
La página de FUSE en la Universidad Johns Hopkins dispone de una
serie de ejemplos
donde se compara su capacidad con la de otras misiones.
4.- INSTRUMENTACIÓN
El satélite consta pricipalmente de dos secciones:
- La "carcasa" (spacecraft),
que pesa 580 kg y está estabilizada en tres ejes; contiene los paneles
solares, la electrónica de las comunicaciones, las antenas y el
ACS (Attitude Control System).
- La instrumentacion científica, integrada por cuatro telescopios
coalineados y otros tantos espectrógrafos y redes, dos detectores
de placa microcanal y una cámara electrónica de guía
llamada FES (Fine Error Sensor).
El telescopio es un Wolter-Scwartzchild Type II, diseñado para incidencia rasante, con una apertura neta de 80 cm. El sistema está basado en un diseño tipo círculo de Rowland y consta de 4 caminos ópticos ó canales. Cada canal consiste en un espejo, un montaje de plano focal (FPA), una red de difracción y un porción de un detector de ultravioleta lejano. Los canales están coalineados para que la luz del objetivo los ilumine a todos. El 90% de la energía queda dentro de un círculo de 1.5 segundos de arco.
Dos de los espejos están recubiertos de SiC que cubre el rango de 905 -1100 Å y los otros dos están recubiertos de LiF para el rango 1000 - 1195 Å. Cada detector recibe luz de dos canales con recubrimientos distintos.
El satélite apunta mediante una cámara que trabaja en el
rango visible y tiene un campo cuadrado de unos 21 minutos de
arco en la dirección de apuntado. Esta cámara se llama
FES
(Fine Error Sensor) y tiene un magnitud límite de 14. Su
capacidad de apuntado es del orden del segundo de arco. El satélite
está diseñado para que llegue la menor cantidad posible de
luz solar a la cámara y no resulte dañada.
Tabla de parámetros
instrumentales:
| Rango espectral | 905-1195Å |
| Espejos | Cuatro parábolas |
| Área efectiva | 20-80 cm2 |
| PSF | 1.5" (donde queda confinado un 90% de la energía) |
| Aberturas | 1.25" x 20", 4" x 20", 30" x 30" |
| Espectrógrafo | Círculo de Rowland (1652mm) |
| Resolución espectral | lambda/Delta lambda = 24,000 - 30,000 |
| Detectores | Placa microcanal |
| Campo de visión de FES | 21' x 21' |
| Longitud total | Cuatro metros |
| Masa | 780 kg |
Más
información en la Guía
del observador.
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5.- OTROS DATOS TÉCNICOS
5.1 Lanzamiento
FUSE fue lanzado a bordo de un cohete Delta II el 24 de Junio de 1999, desde Cabo Cañaveral.
Puede encontrarse información detallada del lanzamiento, cuenta
atrás y primeros informes en Florida
Space Today On Line.
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La órbita es, aproximadamente, circular y tiene una altura de unos
775
kilómetros. Su duración es de unos 100 minutos,
lo que proporciona
un tiempo de integración de unos 2000 segundos por revolución
para cada objeto. La eficiencia observacional es de 33 %.
Más información sobre la órbita: órbita.
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5.3 Telemetría
Las comunicaciones con el satélite se harán a través
de una única antena de 15 pies, situada en la Universidad de
Puerto Rico, Mayaguez. Las características de la órbita
hacen que dichas comunicaciones sólo sean posibles en 6 de cada
14 revoluciones. Es necesario que el satélite pueda operar solo
la mayor parte del tiempo ya que permanece en el campo de la antena sólo
durante 10 minutos cada revolución, aunque se está
pensando en obtener una cobertura extra con una segunda estación
en Hawaii. IDS (Imaging Data System) es el software que permite
la autonomía de vuelo, y ésta podría durar más
de 24 horas.
En esos 10 minutos deben transmitirse tanto las instrucciones para apuntado y adquisición de datos, como los datos que el satélite ha almacenado hasta entonces en forma digital. Las transmisiones son en radio (banda S) y tienen una tasa de unos 40 kb por segundo para los datos científicos, y de 2 kb por segundo para los datos comprimidos y los necesarios para mantenimiento. Por ejemplo, una imagen completa se leería en unos 7 minutos.
Los datos se almacenan en la estación de tierra hasta que se cierra el contacto. Depués se transmiten al SCC (ver debajo) donde los convierten a un formato en el que el sistema de procesado de datos puede leerlos, calibrarlos y corregirlos de efectos instrumentales. Finalmente, los datos pasan al archivo de FUSE.
5.4 Dirección científica
Las instrucciones que el satélite debe recibir para cada observación se preparan desde Tierra, en el Satellite Control Center (SCC), situado en el Centro Bloomberg para Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins. IDS se encarga después de encontrar los objetos, configura el instrumento, lo alínea y adquiere los datos.
Los observadores en Tierra no suelen tener interacción directa con el satélite durante las observaciones. Para la preparación de las mismas tienen a su disposición las herramientas típicas de una misión espacial (Planning Tools): Estimador del tiempo de exposición, Estimador de la zona que siempre es visible, Auxiliar para cálculos de conversión de coordenadas, Distintos tipos de ayuda para el tratamiento de datos...
Aproximadamente la mitad del tiempo de la misión está disponibles
para investigadores "fuera del proyecto"(Guest
Investigators) que deberán pasar un proceso de selección
que se realizará cada año. El equipo del Investigador
Principal se reserva algunos objetivos y el periodo de posesión
de datos es de 6 meses. El archivo
de datos está gestionado por MAST.
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6.- HISTORIA
En 1986, NASA aprobó FUSE como un proyecto propio que empezó a desarrollarse en 1989 bajo una propuesta del Dr. Moos, su actual Investigador Principal. La idea era mandar el satélite con un transbordador espacial y la misión costaría unos 300 millones de dólares. Tras el desastre del Challenger en 1986, NASA sufrió recortes en el presupuesto lo que, en principio, suponía finalizar la misión. Moos salvó la misión pasando el control de forma total a una institución privada, la Universidad Johns Hopkins. Esta sería la primera de las misiones de clase PI, que son desarrolladas para NASA por el investigador principal y la organización a la que pertenece.
La misión
fue completada 15 años después del inicio. El coste inicial
de 300 millones de dolares se redujo a 204. La filosofía
fue utilizar tecnología ya existente siempre que fuera posible:
sólo el espectrógrafo (redes y detectores) tuvo que ser construído
y la mayoría del software se heredó de HST. Los objetivos
científicos se conservaron en esencia, aunque disminuyó la
capacidad de los instrumentos. La clave fue el cambio de una órbita
relativamente alta a una órbita baja; el precio que se pagó
fue en tiempo aprovechable, ya que no son posibles observaciones largas.
Además, la Tierra ejerce un efecto de apantallamiento que reduce
el número de candidatos observables.
FUSE fue lanzado
el 24 de Junio, sin ningún problema aparente. El SCC recibió
datos durante todo el lanzamiento y tuvo control sobre el satélite
después de su separación del cohete (tras unos 76 minutos
desde el lanzamiento). Los paneles solares se desplegaron 6 minutos después
y las baterías funcionaron normalmente. Fotografió su primera
estrella el 18 de Julio de 1999.
Sin embargo, la misión ha sufrido una serie de problemas que no siempre dependían de los supervisores en tierra. Por ejemplo, el proceso de degasificación (hay que eliminar el gas adherido a la estructura del telescopio ya que podría dañar los detectores) llevó más tiempo del previsto y las operaciones se quedaron estancadas. Hubo también fallos de software (problemas con el apuntado y con la memoria de IDS, entre otros); este tipo de problemas, aunque fáciles de solucionar suelen llevar mucho tiempo.
Los
problemas inducidos por la radiación externa están controlados
en los detectores, sin embargo ésta afecta en gran medida a la telemetría;
la Anomalía del Atlántico Sur apenas influye, siendo la mayor
contribución la de la radiación solar. Por otro lado, la
estación en tierra ha fallado un par de veces por causas que aún
no se han determinado.
Cuando todo esto se hubo solucionado, se observó que el telescopio era sensible a efectos térmicos, ya previstos pero no conocidos con precisión antes del lanzamiento. Esto afecta al alíneado de los espejos, ya que dos de ellos están más expuestos a los cambios de temperatura por su posición.
Actualmente
el satélite ha superado la fase
de comprobación y calibración de intrumentos y ya ha
empezado a observar. Según los primeros resultados, el satélite
tiene una gran estabilidad de apuntado; los instrumentos tienen un bajo
ruido de fondo y una buena sensibilidad y el espectrógrafo
responde al rango y la resolución espectral que se esperaba.
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7.- PRIMEROS RESULTADOS
El 12 de Enero,
durante un encuentro de la Sociedad Astronómica Americana, tuvo
lugar una conferencia
de prensa que presentó los primeros resultados de FUSE. Los
temas estudiados han sido tres: la existencia o no de un halo galáctico,
los vientos estelares de estrellas calientes y, por último, las
nubes de gas frío (molecular).
Índice
Este documento ha sido
elaborado en base a la página web pública de
FUSE,
donde el lector debe dirigirse para obtener más información,
especialmente acerca de los datos técnicos y de los resultados.
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