Telescopios de altas energías
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- Catalina Luna Miguélez
- hace 6 años
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1 INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA Máster Astrofísica Telescopios de altas energías 1
2 TELESCOPIOS DE ALTAS ENERGÍAS Astronomía en el UV Astronomía en rayos X Telescopios de Incidencia rasante Microporos Máscaras codificadas Telescopios gamma Lentes de Laue Detectores El Universo en altas energías 2
3 Introducción: el espectro electromagnético Infrarrojo: Universo frío templado, <1000 K polvo interestelar, protoestrellas, moléculas 3
4 Óptico - UV: Universo caliente, K emisión estelar, transiciones atómicas, 4
5 Rayos X - γ: Universo extremo, > 10 6 K gas muy caliente, objetos supercompactos, discos de acreción, transiciones nucleares, aniquilación de antimateria. 5
6 Debido a la expansión del Universo, la emisión de las galaxias más jóvenes se ha desplazado hacia el rojo por un factor próximo a 10!! del UV (1.000 Å) al infrarrojo cercano (1 µm). 6
7 7
8 Un poco de 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, XMM-Newton, Siglo XXI: misiones más sofisticadas, como INTEGRAL, SWIFT, Suzako. 8
9 Un poco de historia ( ) 9
10 Un poco de historia ( ) 10
11 Un poco de historia Año No. Fuentes X Basado en (Sol) Desde (Sco X-1) Experimentos en cohete Experimentos en cohete Experimentos en cohete y globos er Catálogo Uhuru Catálogo Amnuel et al. (1982) Catálogo HEAO A ,000 Catálogos de fuentes Einstein & EXOSAT ,000 Catálogos de fuentes ROSAT 2005 <1,000,000 XMM-Newton + Chandra 2010 ~3,000,000 Previstos 11
12 Astronomía en el UV extremo EUV (Extreme Ultraviolet) Å Situado entre UV lejano y rayos X blandos. Óptimo para estudiar Gas caliente K Características espectrales del HeI y HeII: continuo de emisión líneas de resonancia HeI 504Å, HeII 228Å Características espectrales de elementos muy ionizados (FeXII ) 12
13 Å: El UV inobservable Extinción atmosférica Fotoabsorción total por N 2, O 2 y O Absorción del gas interestelar τ = n H 1 σ Densidad H, cm -3 n H ~1 cm -3 Sección eficaz del H σ~10-18 cm 2 Recorrido libre medio, cm τ~0.4 pc 13
14 Fuentes astronómicas: Recombinación de e- en un plasma ópticamente delgado: ELs Coronas activas Vientos de estrellas masivas Remanentes de SN Cúmulos de galaxias Emisión térmica (plasma ópticamente grueso): Enanas blancas Estrellas de PNs Estrellas de neutrones Binarias cataclísmicas Medio interestelar Cont + ELs El Sol en FUV Lyα 1216Å Fondo cósmico EUV CIII 977Å HeII 304Å HeII Lyβ 1026Å 14
15 Detectores en el EUV Película fotográfica en órbita Contador proporcional (Geiger) Tubo sellado con gas inerte Cable central a alto voltaje Fotón, e- y cascada prop E Fotomultiplicador Tubo sellado con fotocátodo Fotón, e- y cascada 15
16 Detectores en el EUV Placas microcanal 16
17 Misiones en el EUV XUVT Apollo-Soyuz 1975 Colector de luz Espejos parabólicos concéntricos recubiertos de Oro Fotomultiplicadores con 2.5º y 4.3º FOV Rueda de filtros EUVESatélite Extreme UV Explorer , NASA Placas microcanales Å, All-sky survey (801 objetos) y observaciones dedicadas ROSATRöntgensatellit, 83cm Rayos X y EUV , Alemania/USA/UK Primer All-sky survey 17
18 Astronomía en el UV cercano Estrellas jóvenes y masivas AGN UV upturn en Elípticas: Estrellas HB ricasen metalesrelativamente jóveneso estrellasmásviejaspobres en metales 18
19 Astronomía en el UV cercano λobs = λo (1+z) Observaciones desde tierra en el óptico realmente muestran el UV de galaxias lejanas en el sistema de referencia en reposo: U B J V R I J H K 19
20 International UV Explorer (IUE) Satélite 45cm Å Espectroscopía UV Logros científicos: Auroras en Júpiter Azufre en un cometa Pérdida de agua en cometas B fuertes en estrellas peculiares Masa de una estrella WR Vientos estelares en otras estrellas Primer progenitor de SN (1987a) Manchas en otras estrellas Anillo en torno a SN1987a Estrellas activas en otras galaxias Detección directa de halos galácticos Tamaños de AGNs tipo Sy Abundancias del IGM 20
21 GALEX Satélite 50cm, f/6, RC modificado Abril ? órbita 700km, i=29º Imagen en Ultravioleta Espectroscopía sin rendija Campo circular de 1.2º de diámetro FWHM (FUV=3.5 ; NUV=5 ) Espejo Secundario (22 cm) Espejo Primario (50 cm) Galaxy evolution explorer Optimizado para exploraciones 21
22 SODA Imagen simultánea en NUV y FUV Banda rango-λ cen-λ Zp FWHM FUV: Å 1528 Å NUV: Å 2271 Å
23 ventana Fotocátodo Placa micro-canal MCP con poros de ~5 µm 23
24 Estrategia de observación Ventajas: Observación de objetos brillantes Reduce los efectos de pixeles defectuosos o calientes Inconvenientes: Necesidad de reconstruir la trayectoria del satélite Complica la reducción de los datos 24
25 Astronomía en rayos X Å Gas caliente K Coronas estelares Remanentes compactos Cuasares y cúmulos de galaxias (CXB) GRBs Einstein 58cm Exosat28cm ASCA 40cm ROSAT83cm XMM-Newton Chandra 25
26 Principios de detección en rayos X Focalización. Los rayos X penetran los materiales Incidencia rasante Configuración geométrica de Wolter - Espejo de sección parabólica - Prolongación de sección hiperbólica Focal grande (~7m) para eficacia a altas energías Los rayos X son desviados en incidencia rasante para focalizar en el plano focal Los espejos se situan en capas cilíndricas La superficie colectora final depende del número de capas 26
27 Telescopios de incidencia rasante 27
28 Telescopios de incidencia rasante Espejos de Chandra 28
29 Telescopios de incidencia rasante 29
30 Telescopios de incidencia rasante Espejos de XMM desde dentro 30
31 X-ray Multi-Mirror Newton Observatorio Agencia Europea del Espacio (ESA) Propuesto en 1984 lanzado el 10/12/1999 Órbita terrestre muy excéntrica (7000km x114,000km, i=40º) para evitar cinturones de Van- Allen Período orbital de 48h Control desde VILSPA, datos en XMM-Newton Survey Science Centre (uni Licester, UK) 10m largo, 16m ancho, 3.8tn Nave similar a la de ISO e INTEGRAL Misión de 2 años prolongada +8 años Misión XMM-Newton 31
32 3 telescopios en rayos X 3x58 espejos concéntricos nickel recubierto de oro, incidencia rasante entre 0.5 y 1mm de separación Diámetro mínimo de 30cm, máximo 70cm, longitud 60cm Distancia focal 7.5m Detectores CCD optimizados para rayos X y espacio (poco sensibles a CRs) Monitor óptico (OM) con detectores CCD Misión XMM-Newton 32
33 33
34 Misión XMM-Newton EPIC-PN 1 (European Photon Imaging Camera) 100% fotones del telescopio Mosaico de 12 CCDs de 200x64 EPIC-MOS 2 & 3, cámara en rayos X 150µm/pixel, 4 1/pixel, 30arcmin FOV 40% fotones del telescopio Tecnología p-n, -90ºC Mosaico de 7 CCDs de 600x600, -120ºC kev 40µm/pixel, 1 1/pixel Tecnología MOS (Metal-Oxyde- Semiconductor) Exptime ~40 ks ~10-15 erg cm-2 s-1 ( kev) 34
35 Misión XMM-Newton RGS 1 & 2, espectrómetro en rayos X 40% fotones del telescopio van a una rejilla de 202 líneas Mosaico de 9 CCDs de 1024x384, -110ºC 27µm/pixel, 1 1/pixel, 5arcmin FOV Banda de energía entre 0.35 a 2.5 kev (de 5 a 38Å) R=290 para 10Å, R=520 para 20Å, R=800 para 35Å Mejor resolución espectral que Chandra 35
36 OMC, monitor óptico 30cm f/12.7 Ritchey-Chretien Placa microcanal+ccd B=20.7 en 1000s 17x17arcmin FOV 1700Å a 6500Å Misión XMM-Newton 36
37 Sy 2 z=0.238 NGC 4291 z= QSO z=0.565 QSO z=2.649 dme Star AXIS (Barcons, Carrera et al. 2002) Sy 1 z=
38 Chandra 120cm 2002, NASA Mejor resolución espacial (3 FWHM) Chandra DF 38
39 Esquema de Chandra 39
40 40
41 ULXs Fuentes ultra-luminosas Variabilidad de horas 10-1,000x estrellas binarias X BHs intermedios, masas ~10,000M Núcleos de galaxias canibalizadas?? Fusión de BHs estelares?? M74 94,000s Chandra 41
42 42
43 Telescopios de incidencia rasante: microporos Esta tecnología permite reducir la masa por un factor 10x 43
44 Telescopios de incidencia rasante: microporos Prototipos para la misión XEUS. 44
45 Telescopios de incidencia rasante: microporos Concepto actual de la misión XEUS (2020?) 45
46 Telescopios de incidencia rasante: comparación Con-X 2016 XEUS 2015 XMM (1 tel) 1999 RGSChandra 1999 Astro-E2 XRS 2005 Simbol-X 2011? ROSAT 1990 Concepto LEG+HEG actual de la misión XEUS (2020?) 46
47 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. Precisas para energías > 10 kev 47
48 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. Se puede alcanzar una resolución de
49 Máscaras codificadas: INTEGRAL 49
50 Máscaras codificadas INTEGRAL: Máscara del espectrómetro SPI 50
51 Máscaras codificadas INTEGRAL: Máscara de la cámara de imagen IBIS 51
52 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. 52
53 Lentes de Laue Los primeros prototipos (CLAIRE) se han probado ya en globo. Se está diseñando un observatorio basado en esta técnica (MAX) 53
54 Lentes de Laue Los primeros prototipos (CLAIRE) se han probado ya en globo. Se está diseñando un observatorio basado en esta técnica (MAX) 54
55 Detectores kev: CCDs específicos para rayos X. > 10 kev: cámaras de gas o matrices bidimensionales de semiconductores ( CdZ, CdZTe, CsI, Ge,.) Calorímetros (Suzaku) > 1 MeV: detectores de efecto Compton 55
56 Detectores 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. 56
57 τ=c/g heat capacity C X-ray CCDs T=10-30mK TES-Calorimeters DEPFET Instrumentación Astronómica Active - Jaime Pixel Zamorano Array & Jesús Gallego - Físicas UCM - Observación High Energy Astronómica detectors (CdZ)57
58 Astronomía de rayos Gamma 1912, Globo radiación penetrante fuera de la atmósfera 1932, Globo, Millikan RCs a diferentes alturas 1957, cohete, cinturones de Van Allen 1959, satélites en órbita 1977, Voyager 1 y COS-B RG ultraenergéticos Compton GRO GRBs Remanentes de SN Halo MW en gamma 2002, INTEGRAL (ESA, Rusia, USA) 2 años, 15 KeV - 10 MeV Espectrómetro de Ge Cámara con array de CdTe 9x9 deg FOV, resolución 12 arcmin Monitores X y óptico 58
59 Astronomía de rayos gamma Objetoscompactos AGN, Seyfert, cuasares SN, novas Centro galáctico Gamma Ray Bursts 59
60 Misiones futuras de altas energías Tanto NASA, como ESA como otras agencias espaciales tienen planes ambiciosos para poner en órbita observatorios de altas energías muy sofisticados en los próximos 15 años. Por desgracia, la situación financiera puede hacer que varias de estas misiones no lleguen a lanzarse nunca 60
61 Hoy Chandra DUO/Nustar? Constellation-X 0.1 m Astro-E2 NeXT 3 m XMM-Newton 0.1 m m 2 60 ROSITA/Lobster SIMBOL-X XEUS 12 m m m arc sec 0.06 m 2 CNES/I/D 30 61
62 Mars activities with USA Aurora + SOLAR ORBITER LISA IRSI DARWIN EDDINGTON? XEUS GAIA VENUS EXPRESS BEPI COLOMBO STEP JWST EUSO ROSITA LOBSTER SMART 1 ROSETTA ILWS SMART 2 PLANCK HERSCHEL HUYGENS MARS EXPRESS ULYSSES SOHO CLUSTER CLUSTER II XMM NEWTON ISO INTEGRAL HST Time 62
63 Origins Program 63
64 Beyond Einstein Program 64
65 El Universo de Altas Energías: la Tierra Auroras boreales vistas por Chandra 65
66 El Universo de Altas Energías: la Luna La Luna vista por ROSAT 66
67 El Universo de Altas Energías: Júpiter 67
68 El Universo de Altas Energías: Sgr A* El centro de nuestra Galaxia visto por Chandra 68
69 El Universo de Altas Energías: el Centro Galáctico El centro de nuestra Galaxia visto por INTEGRAL 69
70 El Universo de Altas Energías: el Plano Galáctico El plano de nuestra Galaxia visto por INTEGRAL 70
71 El Universo de Altas Energías: elementos radiactivos Curva de rotación de la Galaxia medida a partir de la emisión a 1,809 MeV (INTEGRAL) 71
72 El Universo de Altas Energías: la antimateria Emisión a 511 kev producida por la aniquilación de e- y e+ en la región del Centro Galáctico (INTEGRAL) 72
73 El Universo de Altas Energías: formación estelar Regiones de formación estelar en otras galaxias 73
74 El Universo de Altas Energías: vientos galácticos Chorros de gas en M82. T ~ 10 6 K (azul) M82 74
75 El Universo de Altas Energías: vientos galácticos NGC
76 El Universo de Altas Energías: mirando al pasado Hubble ACS Ultradeep Field XMM-Newton 1 Msec Field 76
77 El Universo de Altas Energías: efectos relativistas Las observaciones en rayos X han permitido identificar la distorsión relativista de algunas líneas de emisión producidas en material próximo al agujero negro de algunas galaxias activas. 77
78 El Universo de Altas Energías: efectos relativistas Simulación de un disco de acrecimiento visto casi de canto (i=80º)) 78
79 El Universo de Altas Energías: efectos relativistas Seyfert 1 MCG (XMM) 79
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