XMM-Newton , también conocida como Misión de espectroscopia de rayos X de alto rendimiento y Misión de espejos múltiples de rayos X , es un observatorio espacial de rayos X lanzado por la Agencia Espacial Europea en diciembre de 1999 en uncohete Ariane 5 . Es la segunda misión fundamental delprograma Horizon 2000 de la ESA. Nombrada en honor al físico y astrónomo Sir Isaac Newton , la nave espacial tiene la tarea de investigar fuentes de rayos X interestelares, realizar espectroscopía de rango estrecho y amplioy realizar la primera imagen simultánea de objetos tanto en rayos X como ópticos ( visible y ultravioleta).) longitudes de onda. [6]
Nombres | Misión de espectroscopia de rayos X de alto rendimiento Misión de espejos múltiples de rayos X | |||||||
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Tipo de misión | Astronomía de rayos x | |||||||
Operador | Agencia Espacial Europea | |||||||
ID COSPAR | 1999-066A | |||||||
SATCAT no. | 25989 | |||||||
Sitio web | http://sci.esa.int/xmm-newton/ http://xmm.esac.esa.int/ | |||||||
Duración de la misión | Planificado: 10 años [1] Transcurrido: 21 años, 6 meses, 12 días | |||||||
Propiedades de la nave espacial | ||||||||
Fabricante | Dornier Satellitensysteme, Carl Zeiss , Media Lario, Matra Marconi Space , BPD Difesa e Spazio, Fokker Space [2] | |||||||
Masa de lanzamiento | 3.764 kg (8.298 libras) [2] | |||||||
Secado masivo | 3.234 kg (7.130 libras) | |||||||
Dimensiones | Longitud: 10,8 m (35 pies) [2] Alcance: 16,16 m (53 pies) [2] | |||||||
Energía | 1.600 vatios [2] | |||||||
Inicio de la misión | ||||||||
Fecha de lanzamiento | 10 de diciembre de 1999, 14:32 UTC [3] | |||||||
Cohete | Ariane 5 G No. 504 [4] | |||||||
Sitio de lanzamiento | Centro espacial de Guayana ELA-3 [2] [4] | |||||||
Contratista | Arianespace | |||||||
Servicio ingresado | 1º de julio de 2000 [2] | |||||||
Parámetros orbitales | ||||||||
Sistema de referencia | Geocéntrico | |||||||
Semieje mayor | 65.648,3 km (40.792,0 millas) | |||||||
Excentricidad | 0.816585 | |||||||
Altitud del perigeo | 5.662,7 km (3.518,6 millas) | |||||||
Altitud de apogeo | 112.877,6 km (70.138,9 millas) | |||||||
Inclinación | 67.1338 grados | |||||||
Período | 2789.9 minutos | |||||||
Época | 4 de febrero de 2016, 01:06:30 UTC [5] | |||||||
Telescopio principal | ||||||||
Tipo | 3 × Wolter tipo 1 [2] | |||||||
Diámetro | Espejo exterior: 70 cm (28 pulgadas) [2] Espejo interior: 30,6 cm (12 pulgadas) [2] | |||||||
Longitud focal | 7,5 m (25 pies) [2] | |||||||
Área de recolección | 0,4425 m 2 (5 pies cuadrados) a 1,5 keV [2] 0,1740 m 2 (2 pies cuadrados) a 8 keV [2] | |||||||
Longitudes de onda | 0,1-12 keV (12-0,1 nm ) [2] | |||||||
Resolución | 5 a 14 segundos de arco [2] | |||||||
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Insignia de astrofísica de la ESA para XMM-Newton Horizonte 2000 |
Inicialmente financiada por dos años, con una vida útil de diez años, la nave se mantiene en buen estado de salud y ha recibido repetidas extensiones de misión, la más reciente en octubre de 2020 y está programada para operar hasta finales de 2022. [7] La ESA planea suceder a XMM -Newton con el Telescopio avanzada para Astrofísica de Altas Energías (Athena), la segunda misión importante en la Visión Cósmica 2015-2025 plan, que será lanzado en 2028. [8] XMM-Newton es similar al de la NASA 's Observatorio Chandra de rayos X , también lanzado en 1999.
Hasta mayo de 2018, se han publicado cerca de 5600 artículos sobre XMM-Newton o los resultados científicos que ha arrojado. [9]
Concepto e historia de la misión
El alcance de observación de XMM-Newton incluye la detección de emisiones de rayos X de objetos astronómicos, estudios detallados de regiones de formación de estrellas, investigación de la formación y evolución de cúmulos de galaxias , el entorno de agujeros negros supermasivos y mapeo de la misteriosa materia oscura. . [10]
En 1982, incluso antes de la puesta en marcha de XMM-Newton 's predecesor EXOSAT en 1983, se presentó una propuesta generada por un 'multi-espejo' misión telescopio de rayos X. [11] [12] La misión XMM se propuso formalmente al Comité del Programa Científico de la ESA en 1984 y obtuvo la aprobación del Consejo de Ministros de la Agencia en enero de 1985. [13] Ese mismo año, se establecieron varios grupos de trabajo para determinar la viabilidad de tal misión, [11] y los objetivos de la misión se presentaron en un taller en Dinamarca en junio de 1985. [12] [14] En este taller, se propuso que la nave espacial contenga 12 rayos X de baja energía y 7 de alta energía. telescopios. [14] [15] La configuración general de la nave espacial se desarrolló en febrero de 1987 y se basó en gran medida en las lecciones aprendidas durante la misión EXOSAT ; [11] el Grupo de Trabajo de Telescopios había reducido el número de telescopios de rayos X a siete unidades estandarizadas. [14] [15] En junio de 1988, la Agencia Espacial Europea aprobó la misión y emitió una convocatoria de propuestas de investigación (un "anuncio de oportunidad"). [11] [15] Las mejoras en la tecnología redujeron aún más el número de telescopios de rayos X necesarios a solo tres. [15]
En junio de 1989, se seleccionaron los instrumentos de la misión y se comenzó a trabajar en el hardware de la nave espacial. [11] [15] En enero de 1993 se formó un equipo de proyecto con base en el Centro Europeo de Tecnología e Investigación Espacial (ESTEC) en Noordwijk , Países Bajos . [13] El contratista principal Dornier Satellitensysteme (una subsidiaria de la antigua DaimlerChrysler Aerospace ) fue elegido en octubre de 1994 después de que la misión fuera aprobada en la fase de implementación, y el desarrollo y la construcción comenzaron en marzo de 1996 y marzo de 1997, respectivamente. [13] [14] El XMM Survey Science Center se estableció en la Universidad de Leicester en 1995. [11] [16] Los tres módulos de espejo de vuelo para los telescopios de rayos X fueron entregados por el subcontratista italiano Media Lario en diciembre de 1998, [ 14] y la integración y prueba de la nave espacial se completó en septiembre de 1999. [13]
XMM salió de la instalación de integración de ESTEC el 9 de septiembre de 1999, fue tomado por carretera a Katwijk y luego por la barcaza Emeli a Rotterdam . El 12 de septiembre, la nave espacial partió de Rotterdam hacia la Guayana Francesa a bordo de la nave de transporte MN Toucan de Arianespace . [17] El Tucán atracado en la ciudad de la Guayana francesa de Kourou el 23 de septiembre, y fue transportado a la Guayana Centro Espacial 's Ariane 5 Final de edificio de la Asamblea para la preparación del lanzamiento final. [18]
El lanzamiento de XMM tuvo lugar el 10 de diciembre de 1999 a las 14:32 UTC desde el Centro Espacial de Guayana. [19] El XMM fue lanzado al espacio a bordo de un cohete Ariane 5 04 y colocado en una órbita altamente elíptica de 40 grados que tenía un perigeo de 838 km (521 millas) y un apogeo de 112,473 km (69,887 millas). [2] Cuarenta minutos después de ser liberado de la etapa superior de Ariane, la telemetría confirmó a las estaciones terrestres que los paneles solares de la nave espacial se habían desplegado con éxito. Los ingenieros esperaron 22 horas más antes de ordenar a los sistemas de propulsión a bordo que dispararan un total de cinco veces, lo que, entre el 10 y el 16 de diciembre, cambió la órbita a 7.365 × 113.774 km (4.576 × 70.696 millas) con una inclinación de 38,9 grados. . Esto resultó en que la nave espacial hiciera una revolución completa de la Tierra aproximadamente cada 48 horas. [2] [20]
Inmediatamente después del lanzamiento, XMM comenzó su fase de operaciones de lanzamiento y órbita temprana . [21] Los días 17 y 18 de diciembre de 1999 se abrieron las puertas de los módulos de rayos X y del monitor óptico, respectivamente. [22] La activación del instrumento comenzó el 4 de enero de 2000, [2] y la fase de puesta en servicio del instrumento comenzó el 16 de enero. [23] El monitor óptico (OM) obtuvo la primera luz el 5 de enero, las dos cámaras europeas de imágenes de fotones (EPIC) MOS - CCD siguieron el 16 de enero y el EPIC pn- CCD el 22 de enero, y los espectrómetros de rejilla de reflexión (RGS). vio la primera luz el 2 de febrero. [23] El 3 de marzo, comenzó la fase de calibración y validación del rendimiento, [2] y las operaciones científicas de rutina comenzaron el 1 de junio. [23]
Durante una conferencia de prensa el 9 de febrero de 2000, la ESA presentó las primeras imágenes tomadas por XMM y anunció que se había elegido un nuevo nombre para la nave espacial. Si bien el programa se había conocido formalmente como Misión de espectroscopia de rayos X de alto rendimiento, el nuevo nombre reflejaría la naturaleza del programa y el creador del campo de la espectroscopia. Al explicar el nuevo nombre de 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 espectroscopia". Señaló que debido a que Newton es sinónimo de gravedad y uno de los objetivos del satélite era localizar un gran número de candidatos a agujero negro, "no había mejor opción que XMM-Newton para el nombre de esta misión". [24]
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). [13] [14]
Operación
La nave espacial tiene la capacidad de reducir la temperatura de funcionamiento de las cámaras EPIC y RGS, una función que se incluyó para contrarrestar los efectos nocivos de la radiación ionizante en los píxeles de la cámara . En general, los instrumentos se enfrían para reducir la cantidad de corriente oscura dentro de los dispositivos. Durante la noche del 3 al 4 de noviembre de 2002, el RGS-2 se enfrió desde su temperatura inicial de −80 ° C (−112 ° F) a −113 ° C (−171 ° F), y unas horas más tarde a - 115 ° C (-175 ° F). Después de analizar los resultados, se determinó que la temperatura óptima para ambas unidades RGS sería −110 ° C (−166 ° F), y durante el 13-14 de noviembre, tanto RGS-1 como RGS-2 se establecieron en este nivel. Entre el 6 y el 7 de noviembre, los detectores EPIC MOS-CCD se enfriaron desde su temperatura de funcionamiento inicial de −100 ° C (−148 ° F) a un nuevo ajuste de −120 ° C (−184 ° F). Después de estos ajustes, las cámaras EPIC y RGS mostraron mejoras dramáticas en la calidad. [25]
El 18 de octubre de 2008, XMM-Newton sufrió un fallo de comunicaciones inesperado, durante el cual no hubo contacto con la nave espacial. Si bien se expresó cierta preocupación de que el vehículo pudiera haber sufrido un evento catastrófico, las fotografías tomadas por astrónomos aficionados en el Observatorio Starkenburg en Alemania y en otros lugares del mundo mostraron que la nave espacial estaba intacta y parecía en curso. Finalmente, se detectó una señal débil utilizando una antena de 35 metros (115 pies) en New Norcia, Australia Occidental , y la comunicación con XMM-Newton sugirió que el interruptor de radiofrecuencia de la nave había fallado. Después de solucionar el problema de una solución, los controladores terrestres utilizaron la antena de 34 m (112 pies) de la NASA en el Complejo de Comunicaciones del Espacio Profundo Goldstone para enviar un comando que cambió el interruptor a su última posición de trabajo. La ESA declaró en un comunicado de prensa que el 22 de octubre, una estación terrestre del Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC) se puso en contacto con el satélite, confirmando que el proceso había funcionado y que el satélite estaba nuevamente bajo control. [26] [27] [28]
Extensiones de misión
Debido a la buena salud de la nave espacial y los importantes retornos de datos, XMM-Newton ha recibido varias extensiones de misión del Comité del Programa Científico de la ESA. La primera extensión se produjo en noviembre de 2003 y extendió las operaciones hasta marzo de 2008. [29] La segunda extensión fue aprobada en diciembre de 2005, extendiendo el trabajo hasta marzo de 2010. [30] Una tercera extensión fue aprobada en noviembre de 2007, que preveía operaciones hasta 2012 Como parte de la aprobación, se observó que el satélite tenía suficientes consumibles a bordo (combustible, energía y salud mecánica) para continuar en teoría las operaciones después de 2017. [31] La cuarta extensión en noviembre de 2010 aprobó operaciones hasta 2014. [32 ] Se aprobó una quinta prórroga en noviembre de 2014, continuando las operaciones hasta 2018. [33]
Astronave
XMM-Newton es un telescopio espacial de 10,8 metros (35 pies) de largo y 16,16 m (53 pies) de ancho con paneles solares desplegados. En el lanzamiento pesaba 3.764 kilogramos (8.298 libras). [2] La nave espacial tiene tres grados de estabilización, lo que le permite apuntar a un objetivo con una precisión de 0,25 a 1 segundo de arco . Esta estabilización se logra mediante el uso del Subsistema de Control de Actitud y Órbita de la nave espacial . Estos sistemas también permiten que la nave espacial apunte a diferentes objetivos celestes y puede girar la nave a un máximo de 90 grados por hora. [11] [24] Los instrumentos a bordo del XMM-Newton son tres cámaras europeas de imágenes de fotones (EPIC), dos espectrómetros de rejilla de reflexión (RGS) y un monitor óptico.
La nave espacial tiene una forma aproximadamente cilíndrica y tiene cuatro componentes principales. En la vanguardia de la nave espacial se encuentra la plataforma de soporte de espejo , que admite los conjuntos de telescopios de rayos X y los sistemas de rejilla, el monitor óptico y dos rastreadores de estrellas . Rodeando este componente está el Módulo de Servicio , que lleva varios sistemas de soporte de naves espaciales: computadoras y buses eléctricos , consumibles (como combustible y refrigerante ), paneles solares , el Telescope Sun Shield y dos antenas de banda S. Detrás de estas unidades se encuentra el tubo telescópico , una estructura de fibra de carbono hueca de 6,8 metros (22 pies) de largo que proporciona un espacio exacto entre los espejos y su equipo de detección. Esta sección también alberga equipos de desgasificación en su exterior, lo que ayuda a eliminar cualquier contaminante del interior del satélite. En el extremo de popa de la nave espacial se encuentra el Ensamblaje del Plano Focal , que soporta la Plataforma del Plano Focal (que lleva las cámaras y los espectrómetros) y los ensambles de manejo de datos, distribución de energía y radiador. [34]
Instrumentos
Cámaras europeas de imágenes de fotones
Las tres cámaras europeas de imágenes de fotones (EPIC) son los instrumentos principales a bordo del XMM-Newton . El sistema está compuesto por dos cámaras MOS - CCD y una sola cámara pn- CCD, con un campo de visión total de 30 minutos de arco y un rango de sensibilidad de energía entre 0,15 y 15 keV ( 82,7 a 0,83 ångströms ). Cada cámara contiene una rueda de filtros de seis posiciones , con tres tipos de filtros transparentes a los rayos X, una posición completamente abierta y otra completamente cerrada; cada uno también contiene una fuente radiactiva que se utiliza para la calibración interna. Las cámaras se pueden operar de forma independiente en una variedad de modos, dependiendo de la sensibilidad de la imagen y la velocidad necesarias, así como de la intensidad del objetivo. [35] [36] [37]
Las dos cámaras MOS-CCD se utilizan para detectar rayos X de baja energía. Cada cámara está compuesta por siete chips de silicio (uno en el centro y seis rodeándolo), y cada chip contiene una matriz de 600 × 600 píxeles , lo que le da a la cámara una resolución total de aproximadamente 2,5 megapíxeles . Como se mencionó anteriormente , cada cámara tiene un radiador adyacente grande 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 . [25] [35] [37]
La cámara pn-CCD se utiliza para detectar rayos X de alta energía y está compuesta por un solo chip de silicio con doce CCD integrados individuales. Cada CCD tiene 64 × 189 píxeles, para una capacidad total de 145.000 píxeles. En el momento de su construcción, la cámara pn-CCD del XMM-Newton era el dispositivo de este tipo más grande jamás fabricado, con un área sensible de 36 cm 2 (5,6 pulgadas cuadradas). Un radiador enfría la cámara a −90 ° C (−130 ° F). Este sistema fue realizado por el Astronomisches Institut Tübingen , el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre y PNSensor, todos de Alemania. [35] [38] [39]
El sistema EPIC registra tres tipos de datos sobre cada radiografía que detectan sus cámaras CCD. El momento en que llegan los rayos X permite a los científicos desarrollar curvas de luz , que proyectan la cantidad de rayos X que llegan a lo largo del tiempo y muestran cambios en el brillo del objetivo. Donde los rayos X impactan, la cámara permite que se desarrolle una imagen visible del objetivo. La cantidad de energía transportada por los rayos X también se puede detectar y ayuda a los científicos a determinar los procesos físicos que ocurren en el objetivo, como su temperatura, su composición química y cómo es el entorno entre el objetivo y el telescopio. . [40]
Espectrómetros de rejilla de reflexión
Los espectrómetros de rejilla de reflexión (RGS) son un sistema secundario en la nave espacial y están compuestos por dos cámaras de plano focal y sus matrices de rejilla de reflexión asociadas. Este sistema se utiliza para construir datos espectrales de rayos X y puede determinar los elementos presentes en el objetivo, así como la temperatura, cantidad y otras características de esos elementos. El sistema RGS opera en el rango de 2.5 a 0.35 keV ( 5 a 35 ångström ), lo que permite la detección de carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, silicio y hierro. [41] [42]
Cada una de las cámaras de plano focal consta de nueve dispositivos MOS-CCD montados en una fila y siguiendo una curva llamada círculo de Rowland . Cada CCD contiene 384 × 1024 píxeles, para una resolución total de más de 3,5 megapíxeles. El ancho y la longitud totales de la matriz CCD fueron dictados por el tamaño del espectro RGS y el rango de longitud de onda, respectivamente. Cada conjunto de CCD está rodeado por una pared relativamente masiva, que proporciona conducción de calor y protección contra la radiación . Los radiadores de dos etapas enfrían las cámaras a una temperatura de funcionamiento de −110 ° C (−166 ° F). Los sistemas de cámaras fueron un esfuerzo conjunto entre SRON , el Instituto Paul Scherrer y MSSL , con EEV Ltd y Contraves Space proporcionando hardware. [25] [41] [42] [43] [44]
Las matrices de rejilla de reflexión están conectadas a dos de los telescopios primarios. Permiten que aproximadamente el 50% de los rayos X entrantes pasen sin perturbaciones al sistema EPIC, mientras redirigen el otro 50% a las cámaras del plano focal. Cada RGA fue diseñado para contener 182 rejillas idénticas, aunque un error de fabricación dejó a una con solo 181. Debido a que los espejos del telescopio ya han enfocado los rayos X para converger en el punto focal, cada rejilla tiene el mismo ángulo de incidencia, y al igual que con las cámaras de plano focal, cada matriz de rejilla se ajusta a un círculo de Rowland. Esta configuración minimiza las aberraciones focales. Cada rejilla de 10 × 20 cm (4 × 8 pulg.) Está compuesta por un sustrato de carburo de silicio de 1 mm (0,039 pulg.) De espesor cubierto con una película de oro de 2.000 ångström (7,9 × 10 −6 pulg. ) Y está sostenida por cinco refuerzos de berilio . Las rejillas contienen una gran cantidad de ranuras, que realmente realizan la desviación de los rayos X; cada rejilla contiene un promedio de 646 ranuras por milímetro. Los RGA fueron construidos por la Universidad de Columbia . [41] [42]
Monitor óptico
El Monitor Óptico (OM) es un telescopio óptico / ultravioleta Ritchey-Chrétien de 30 cm (12 pulgadas) 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 de visión cuadrado de 17 × 17 minutos de arco alineado con el centro del campo de visión del telescopio de rayos X. Tiene una distancia focal de 3,8 m (12 pies) y una relación focal de ƒ / 12,7. [45] [46]
El instrumento está compuesto por el módulo del telescopio, que contiene la óptica, los detectores, el equipo de procesamiento y la fuente de alimentación; y el Módulo de Electrónica Digital, que contiene la unidad de control del instrumento y las unidades de procesamiento de datos. La luz entrante se dirige a uno de los dos sistemas detectores completamente redundantes. La luz pasa a través de una rueda de filtros de 11 posiciones (una opaca 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 un millón de veces, luego a el sensor CCD. El CCD tiene un tamaño de 384 × 288 píxeles, de los cuales 256 × 256 píxeles se utilizan para observaciones; cada píxel se submuestrea en 8 × 8 píxeles, lo que da como resultado un producto final que tiene un tamaño de 2048 × 2048. El Monitor Óptico fue construido por el Laboratorio de Ciencias Espaciales Mullard con contribuciones de organizaciones en los Estados Unidos y Bélgica. [45] [46]
Telescopios
Alimentando los sistemas EPIC y RGS hay tres telescopios diseñados específicamente para dirigir los rayos X hacia los instrumentos primarios de la nave espacial. Los conjuntos de telescopio tienen cada uno un diámetro de 90 cm (35 pulgadas), 250 cm (98 pulgadas) de longitud y un peso base de 425 kg (937 libras). Los dos telescopios con matrices de rejilla de reflexión pesan 20 kg (44 lb) adicionales. Componentes de los telescopios incluyen (de delante a atrás) de la puerta conjunto de espejo, entrada y de rayos X deflectores , el módulo de espejo, deflector de electrones, un conjunto de redes de reflexión en dos de los conjuntos, y el deflector de salida. [13] [47] [48] [49]
Cada telescopio consta de 58 espejos Wolter Tipo 1 cilíndricos y anidados desarrollados por Media Lario de Italia, cada uno de 600 mm (24 pulgadas) de largo y con un diámetro de 306 a 700 mm (12,0 a 27,6 pulgadas), lo que produce un área total de recolección de 4.425 cm 2 (686 pulgadas cuadradas) a 1,5 keV y 1.740 cm 2 (270 pulgadas cuadradas) a 8 keV. [2] Los espejos tienen un grosor de 0,47 mm (0,02 pulgadas) para el espejo más interior a 1,07 mm (0,04 pulgadas) de grosor para el espejo más exterior, y la separación entre cada espejo varía de 1,5 a 4 mm (0,06 a 0,16 pulgadas) desde del más interior al más exterior. [2] Cada espejo se construyó depositando al vapor una capa de 250 nm de superficie reflectante de oro sobre un mandril de aluminio altamente pulido , seguido de electroformado de una capa de soporte de níquel monolítico sobre el oro. Los espejos terminados se pegaron en las ranuras de una araña de Inconel , lo que los mantiene alineados dentro de la tolerancia de cinco micrones requerida para lograr una resolución de rayos X adecuada. Los mandriles fueron fabricados por Carl Zeiss AG , y el electroformado y ensamblaje final fueron realizados por Media Lario con contribuciones de Kayser-Threde . [50]
Subsistemas
Sistema de control de actitud y órbita
El control de actitud de tres ejes de la nave espacial es manejado por el Sistema de Control de Actitud y Órbita (AOCS), compuesto por cuatro ruedas de reacción , cuatro unidades de medición inercial , dos rastreadores de estrellas , tres sensores solares finos y tres sensores de adquisición solar. El AOCS fue proporcionado por Matra Marconi Space del Reino Unido. [2] [51] [52]
La orientación aproximada de la nave espacial y el mantenimiento de la órbita se proporcionan mediante dos juegos de cuatro propulsores de hidracina de 20 newton (4,5 lb f ) (primario y de respaldo). [2] Los propulsores de hidracina fueron construidos por DASA-RI de Alemania. [53]
El AOCS se actualizó en 2013 con un parche de software ('4WD'), para controlar la actitud utilizando las 3 ruedas de reacción principales más la cuarta rueda de repuesto, sin usar desde el lanzamiento, con el objetivo de ahorrar propulsor para extender la vida útil de la nave espacial. [54] [55] En 2019 se predijo que el combustible duraría hasta 2030. [56]
Sistemas de poder
La energía primaria para XMM-Newton es proporcionada por dos paneles solares fijos. Las matrices se componen de seis paneles que miden 1,81 × 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 libras). En el momento del lanzamiento, los arreglos proporcionaron 2.200 W de potencia y se esperaba que proporcionaran 1.600 W después de diez años de funcionamiento. La implementación de cada arreglo tomó cuatro minutos. Las matrices fueron proporcionadas por Fokker Space de los Países Bajos. [2] [57]
Cuando la luz solar directa no está disponible, la energía es proporcionada por dos baterías de níquel-cadmio que proporcionan 24 A · hy pesan 41 kg (90 lb) cada una. Las baterías fueron proporcionadas por SAFT de Francia. [2] [57]
Sistema de monitorización de radiación
Las cámaras están acompañadas del Sistema de Monitorización de Radiación EPIC (ERMS), que mide el entorno de radiación que rodea a la nave espacial; específicamente, el flujo ambiental de protones y electrones. Esto proporciona una advertencia de eventos de radiación dañina para permitir el apagado automático de los sensibles CCD de la cámara y los componentes electrónicos asociados. El SGDEA fue construido por el Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements de Francia. [13] [35] [37]
Cámaras de monitoreo visual
Las cámaras de monitoreo visual (VMC) en la nave espacial se agregaron para monitorear el despliegue de los paneles solares y el protector solar, y además han proporcionado imágenes de los propulsores disparando y desgastando el tubo del telescopio durante las primeras operaciones. Se instalaron dos VMC en el ensamblaje del plano focal mirando hacia el futuro. La primera es FUGA-15, una cámara en blanco y negro con alto rango dinámico y resolución de 290 × 290 píxeles. El segundo es IRIS-1, una cámara a color con un tiempo de exposición variable y una resolución de 400 × 310 píxeles. Ambas cámaras miden 6 × 6 × 10 cm (2,4 × 2,4 × 3,9 pulgadas) y pesan 430 g (15 oz). Ellos usan sensores de píxeles activos , una tecnología que era nuevo en el momento de XMM-Newton 's de desarrollo. Las cámaras fueron desarrolladas por OIC – Delft e IMEC , ambas de Bélgica. [53] [58]
Sistemas terrestres
El control de la misión XMM-Newton se encuentra en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Darmstadt , Alemania. Se utilizan dos estaciones terrestres , ubicadas en Perth y Kourou , para mantener un contacto continuo con la nave espacial a lo largo de la mayor parte de su órbita. Las estaciones terrestres de respaldo están ubicadas en Villafranca del Castillo , Santiago y Dongara . Debido a que XMM-Newton no contiene almacenamiento de datos a bordo, los datos científicos se transmiten a estas estaciones terrestres en tiempo real. [20]
Los datos se envía entonces al Centro Europeo de Astronomía Espacial 's Centro de Operaciones Científicas en Villafranca del Castillo, España, donde el procesamiento de la tubería se ha realizado desde marzo de 2012. Los datos se archivan en el Centro de Datos ESAC Ciencia, [59] y se distribuye a los archivos de espejo en el Goddard Space Flight Center y el XMM-Newton Survey Science Center (SSC) en L'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie . Antes de junio de 2013, el SSC era operado por la Universidad de Leicester , pero las operaciones se transfirieron debido a un retiro de fondos por parte del Reino Unido. [16] [60]
Observaciones y descubrimientos
El observatorio espacial se utilizó para descubrir el cúmulo de galaxias XMMXCS 2215-1738 , a 10 mil millones de años luz de la Tierra. [61]
El objeto SCP 06F6 , descubierto por el Telescopio Espacial Hubble (HST) en febrero de 2006, fue observado por XMM-Newton a principios de agosto de 2006 y parecía mostrar un resplandor de rayos X a su alrededor [62] dos órdenes de magnitud más luminoso que eso. de supernovas . [63]
En junio de 2011, un equipo de la Universidad de Ginebra , Suiza , informó que XMM-Newton vio una llamarada que duró cuatro horas a una intensidad máxima de 10,000 veces la tasa normal, a partir de una observación de IGR transitorio de rayos X supergigante rápido J18410-0535 , donde una estrella supergigante azul arrojó una columna de materia que fue parcialmente ingerida por una estrella de neutrones compañera más pequeña con las emisiones de rayos X que la acompañan. [64] [65]
En febrero de 2013 se anunció que XMM-Newton junto con NuSTAR habían medido por primera vez la velocidad de giro de un agujero negro supermasivo , observando el agujero negro en el núcleo de la galaxia NGC 1365 . Al mismo tiempo, verificó el modelo que explica la distorsión de los rayos X emitidos por un agujero negro. [66] [67]
En febrero de 2014, los análisis separados extrajeron del espectro de emisiones de rayos X observado por XMM-Newton una señal monocromática de alrededor de 3,5 keV. [68] [69] Esta señal proviene de diferentes cúmulos de galaxias , y varios escenarios de materia oscura pueden justificar tal línea. Por ejemplo, un candidato de 3,5 keV se aniquila en 2 fotones, [70] o una partícula de materia oscura de 7 keV que se descompone en fotón y neutrino. [71]
En junio de 2021, uno de los estudios de rayos X más grandes utilizando el observatorio espacial XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea publicó los hallazgos iniciales, mapeando el crecimiento de 12.000 agujeros negros supermasivos en los núcleos de galaxias y cúmulos de galaxias. [72]
Ver también
- Lista de telescopios espaciales de rayos X
Referencias
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enlaces externos
- Sitio web de XMM-Newton de la ESA
- Sitio web de operaciones de XMM-Newton de la ESA
- Sitio web del Centro de operaciones científicas XMM-Newton de la ESA
- Sitio web del XMM-Newton Survey Science Center por L'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie
- Sitio web de XMM-Newton Guest Observer Facility por NASA / Goddard Space Flight Center