Astrofísica Espacial
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- María Luz Soriano Maestre
- hace 7 años
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1 Haga clic para modificar el estilo de subtítulo del patrón Centro de Astrobiología (CSIC - INTA) La Astronomía y los desarrollos tecnológicos
2 El Universo, la atmósfera y el espectro electromagnético Por qué tenemos que salir al Espacio? Historia Astronomía de rayos X Astronomía de rayos gamma Astronomía óptica-infrarroja 2
3 El Universo, la atmósfera y el espectro electromagnético 3
4 Introducción: el espectro electromagnético Infrarrojo: Universo frío templado, <1000 K polvo interestelar, protoestrellas, moléculas 4
5 Óptico - UV: Universo caliente, K emisión estelar, transiciones atómicas, 5
6 Rayos X - : Universo extremo, > 106 K gas muy caliente, objetos supercompactos, discos de acreción, transiciones nucleares, aniquilación de antimateria. 6
7 Por qué tenemos que salir al Espacio? La atmósfera de la Tierra nos protege de las radiaciones de Altas Energías (rayos ultravioleta, X y gamma), y filtra también buena parte de la emisión infrarroja. Pero a su vez nos impide ver esta radiación procedente del Universo. 7
8 8
9 Por qué tenemos que salir al Espacio? La única forma de poder observar todo el espectro electromagnético es instalar los telescopios fuera de la atmósfera, en el Espacio. La percepción que ha tenido la Humanidad desde que empezó a contemplar el cielo estaba basada exclusivamente en la radiación visible. 9
10 El Universo a distintas energías Optico 10
11 El Universo a distintas energías Optico Planck microondas Total IR ROSAT rayos X WISE IR Fermi rayos gamma 11
12 Por qué tenemos que salir al Espacio? Si no salimos al espacio, tendríamos una visión sesgada del Universo que nos rodea. 12
13 Por qué tenemos que salir al Espacio? Centauro A 13
14 14
15 15
16 Click to edit Master title style Double Star J. Miguel Mas Hesse J. Miguel Mas Hesse Centro de Astrobiología (CSIC-INTA) Astrofísica Espacial 16 16
17 Historia 17
18 Historia El sueño de ayer es la esperanza de hoy y la realidad de mañana Robert Hutchings Goddard Construyó el primer cohete de combustible líquido
19 Historia Von Braun, Berlin, ~
20 Historia Primer prototipo exitoso del cohete A4 (octubre de 1942). 20
21 Historia Primer satélite artificial Sputnik (1957) 21
22 Historia Los primeros satélites fueron equipados con detectores astronómicos, en su mayoría de rayos X y gamma. El Explorer 1 (1958) descubrió los cinturones de radiación de Van Allen. 22
23 Historia 18-Junio-1962: Ricardo Giacconi y sus colaboradores lanzaron 3 detectores de rayos X en un cohete Aerobee a 80 km de altitud, con 5 minutos de observación. 23
24 Historia Detectaron la primera fuente de rayos X fuera del Sistema Solar: Sco X-1, un agujero negro de nuestra Galaxia. 24
25 Historia Riccardo Giacconi (Genova 1931)
26 Historia Años 60: primeros detectores en el espacio. Años 70: misiones HEAO, Cos B,. Observatorio Einstein. Años 80: misiones más sofisticadas, como EXOSAT. Años 90: auténticos observatorios orbitales, como ROSAT, CGRO, ASCA, BeppoSAX, Chandra, XMMNewton, Siglo XXI: misiones más sofisticadas, como INTEGRAL, SWIFT, Suzaku, Fermi,. Edad de oro de la astrofísica de altas energías 26
27 27
28 Historia 28
29 Historia Año No. fuentes de rayos X (Sol) Desde (Sco X-1) Cohetes 10 Cohetes 60 Cohetes 160 Uhuru HEAO A-1 8,000 Einstein & EXOSAT 220,000 ROSAT <1,000,000 XMM-Newton + Chandra ~3,000,000 Swift + Fermi 29
30 La actualidad 30
31 Estación Espacial Internacional Mayo
32 Mayo
33 Mayo
34 Mayo
35 Misiones del Programa Científico de la Agencia Espacial Europea (ESA) 35
36 36
37 37
38 ESA 38
39 Observatorios de altas energías 39
40 Instrumentación de altas energías El diseño de observatorios específicos de altas energías supone problemas tecnológicos muy serios: Tienen que operar de manera automática en el espacio. Los sistemas de imagen son muy peculiares. Son precisos detectores especiales, que soporten bien los daños por radiación. 40
41 Telescopios de altas energías Problema: la radiación atraviesa sin más el material de un espejo reflector convencional. Soluciones: Telescopios de incidencia rasante Máscaras codificadas Efecto Compton Pares e+/elentes de Laue 41
42 Rayos X En un telescopio óptico-infrarrojo, el espejo parabólico refleja la luz y forma la imagen en el foco 42
43 Telescopios de incidencia rasante Si hacemos incidir la luz casi rasante, la refracción desemboca en reflexión total, y es posible formar imágenes. 43
44 Telescopios de incidencia rasante Para mejorar la eficiencia se anidan varios espejos cilíndricos. 44
45 Telescopios de incidencia rasante Kirkpatrick-Baez Wolter 45
46 Telescopios de incidencia rasante Espejos de Chandra (NASA) 46
47 Chandra Espejos gruesos: ~2-3cm 4 pares de espejos anidados Zerodur (cristal) PSF 0.5 Lanzado en 2009 (NASA) 47
48 Chandra Esquema de Chandra 48
49 XMM-Newton Espejos muy finos (~mm) de niquel y oro 58 pares de espejos por módulo. 3 módulos en paralelo. PSF~
50 XMM-Newton Lanzado en 2009 (ESA) 50
51 XMM-Newton 51
52 Telescopios de incidencia rasante: microporos Esta tecnología permite reducir la masa por un factor 10! 52
53 Telescopios de incidencia rasante: microporos Prototipos para la misión XEUS IXO Athena. 53
54 Microporos Geometría Ojo de langosta: permite ampliar el campo observado. 54
55 Telescopios de incidencia rasante: microporos Prototipos para la misión Athena (45 láminas) 55
56 Telescopios de incidencia rasante: microporos 56
57 Rayos gamma A energías mayores, los fotones atraviesan incluso los telescopios de incidencia rasante. A energías intermedias (10 kev 10 MeV) se logra realizar imágenes mediante máscaras codificadas. Están basadas en el principio de la cámara oscura con un pequeño agujero, si bien se aumenta al máximo el área abierta para maximizar el área colectora. 57
58 Máscaras codificadas Una fuente puntual produce un patrón de sombras conocido sobre el detector, en función de su ángulo de incidencia. Conociendo el patrón característico de la máscara, es posible reconstruir la posición de las fuentes a partir del diagrama de sombras total. La distribución de agujeros-zonas oscuras debe ser lo más aleatoria posible. Se puede alcanzar una resolución de
59 Máscaras codificadas 59
60 Máscaras codificadas 60
61 Máscaras codificadas 61
62 Máscaras codificadas 62
63 Máscaras codificadas 63
64 Máscaras codificadas 64
65 Máscaras codificadas 65
66 Máscaras codificadas: INTEGRAL 66
67 Máscaras codificadas: INTEGRAL INTEGRAL/SPI máscara codificada Imagen reconstruida 67
68 Máscaras codificadas: INTEGRAL INTEGRAL/IBIS Imagen reconstruida del centro galáctico 68
69 INTEGRAL 69
70 70
71 Rayos gamma A energías mayores a 10 MeV, los fotones atraviesan incluso las máscaras. A estas energías los telescopios están basados directamente en la interacción cuántica de la materia y los fotones. 71
72 Rayos gamma: efecto Compton Si un fotón de muy alta energía choca con un electrón, le cede parte de su energía y el electrón gana velocidad. 72
73 Telescopios de efecto Compton 73
74 Rayos gamma: creación pares e-e+ Un fotón de muy alta energía puede interactuar con otro fotón o con un protón, y generar un par electrón/positrón. e - γ ραψ y θ x photo n e + 74
75 Telescopios e-e+ El fotón gamma produce un par e-e+, cuya traza se sigue hasta ser absorbidos en el calorímetro. Se reconstruye la dirección incidente y la energía del fotón. 75
76 Telescopios e-e+ Fermi 76
77 Fermi 11 de junio de
78 Fermi 78
79 Lentes de Laue Están basadas en la difracción de Laue al atravesar un cristal con unas condiciones muy específicas. Ofrecen una gran área efectiva, al actuar como una lente colectora. La difracción depende la longitud de onda: sólo se pueden diseñar para unas líneas de emisión específicas. 79
80 Lentes de Laue Los primeros prototipos (CLAIRE) se han probado ya en globo. Se está diseñando un observatorio basado en esta técnica (MAX) 80
81 Detectores de altas energías 81
82 Detectores à Una característica fundamental de los detectores de altas energías es que proporcionan simultáneamente para cada fotón incidente: Posición en el detector Energía Tiempo de llegada De esta manera se obtienen imágenes, espectros (de resolución baja) y curvas de luz. 82
83 Detectores kev: cámaras de descarga. CCDs específicos para rayos X. Calorímetros. > 10 kev: matrices bidimensionales de semiconductores ( CdZ, CdZTe, CsI, Ge,.). > 1 MeV: detectores de efecto Compton o e-e+. 83
84 Cámaras de descarga Son los detectores más sencillos y robustos. Constan de una caja hermética con una ventana de Berilio, rellenas de gas a presión. Cuando penetra un fotón de rayos X produce una descarga en el gas, que es recogida por una red de hilos sometidos a una elevada diferencia de potencial. 84
85 Cámara de descarga: PSPC en ROSAT 85
86 Detectores CCD Similares a los que se usan en el óptico, pero optimizados para detectar rayos X. Como el flujo es muy bajo, detectan los fotones de rayos X uno a uno. 86
87 Detectores CCD: EPIC PN en XMM a 87
88 Detectores CCD: EPIC MOS en XMM 88
89 Calorímetros Son los detectores con mayor resolución en energía. Detectan el incremento de temperatura al absorber cada fotón individual, por un aumento de resistividad. XIS en Suzaku 89
90 Transition Edge Sensors (TES) Un sustrato superconductor es operado cerca de su Tcrit. Un fotón de rayos X calienta el dispositivo, y provoca un aumento brusco de resistividad. Se operan a temperaturas muy bajas (T ~ 300 mk). 90
91 Rayos gamma: cristales de centelleo El fotón de rayos gamma es absorbido por el material, que emite un destello de fotones ópticos que son detectados por un fotomultiplicador. Detectores de Germanio de SPI en INTEGRAL 91
92 Telescopios ópticos - infrarrojos 92
93 Hubble Space Telescope Lanzado el 24 de abril de 1990, a bordo de la lanzadera Discovery. Ventajas - - Calidad de imagen (fuera de la atmósfera) Reparable en órbita 93
94 94
95 95
96 96
97 El HST, listo para trabajar de nuevo. 97
98 James Webb Space Telescope 98
99 James Webb Space Telescope Será el sustituto del HST. Con un telescopio de 6.5 m de diámetro, será el telescopio más grande jamás enviado al espacio. Su desarrollo supone inmensos problemas técnicos. Se lanzará en No es reparable en órbita.. 99
100 JWST 100
101 JWST 101
102 JWST 102
103 Los límites del Universo observable GTC 103
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