Organización |
JAXA NASA , SRON , ASC , ESA |
---|---|
Campo | Telescopio espacial de observación por rayos X |
Estado | perdido durante el despliegue en órbita |
Otros nombres | ASTRO-H |
Lanzamiento | 17 de febrero de 2016 |
Lanzacohetes | H-IIA F30 |
Fin de la misión | 26 de marzo de 2016 |
Duración | 3 años (misión principal) |
Identificador de COSPAR | 2016-012A |
Sitio | [1] |
Misa en el lanzamiento | 2700 kilogramos |
---|
Altitud | 575 kilometros |
---|---|
Período | 96 minutos |
Inclinación | 31 ° |
Tipo | 4x telescopios Wolter tipo I |
---|---|
Área | 300 cm 2 a 30 keV |
Focal | 12 m |
Longitud de onda | Radiografías duras (5-80 keV) |
HXT + HXI (todos x2) | Telescopio con generador de imágenes de rayos X duros (5-80 keV) |
---|---|
SXT-S + SXS | Telescopio con espectrómetro de rayos X suave (0,3–12 keV) |
SXT-I + SXI | Telescopio con generador de imágenes de rayos X suaves (0,4 a 12 keV) |
SGD (x2) | Detector de rayos gamma suaves (40–600 keV) |
Hitomi (en japonés ひ と み, literalmente " Pupil ", también conocido como Astro-H antes del lanzamiento, o NeXT para New X-ray Telescope ) es un telescopio espacial en rayos X desarrollado por la agencia espacial japonesa JAXA y lanzó el17 de febrero de 2016por un cohete H-IIA . El telescopio circula en una órbita terrestre baja a una altitud de 575 km . La carga útil consta de varios telescopios Wolter asociados con generadores de imágenes y un espectrómetro que permite observaciones de rayos X suaves (0.3-12 keV) y duros (5-80 keV), así como dos detectores de rayos gamma suaves (10-600 keV). Una serie de anomalías durante la fase de despliegue a finales de marzo de 2016 llevaron a la pérdida del control de Hitomi, que fue declarado perdido por la agencia espacial japonesa.
ASTRO-H es un telescopio espacial de rayos X desarrollado por el Departamento de Ciencias (anteriormente ISAS ) de la Agencia Espacial Japonesa ( JAXA ) con socios internacionales. Es el sexto telescopio espacial de rayos X producido por Japón .
ASTRO-H debería permitir continuar la investigación llevada a cabo con el telescopio ASCA explorando la radiación X dura por encima de 10 keV . La NASA participa en el proyecto proporcionando un espectrómetro para rayos X suaves de alta resolución (SXS). La Agencia Espacial Holandesa (SRON) es responsable de construir la rueda de filtros y la fuente utilizada para la calibración de los instrumentos. La Agencia Espacial Canadiense y la europea también están involucradas en el desarrollo. Más de 70 institutos de investigación de 8 países diferentes ( Japón , Estados Unidos , Canadá , Países Bajos , Reino Unido , Francia , Suiza , Irlanda ) están involucrados en el diseño del telescopio.
Los objetivos de la misión de ASTRO-H , cuya duración prevista es de 3 años, son los siguientes:
Los científicos de todo el mundo pueden solicitar tiempo de observación. Las propuestas son revisadas y seleccionadas por un comité científico. El curso de las observaciones comprende cuatro fases:
ASTRO-H es un telescopio espacial de 14 metros de largo con una masa de 2,7 toneladas. Consiste por un lado en un banco óptico fijo de 5,6 metros de largo y por otro lado un banco óptico desplegable de 6,4 metros de largo que soporta el generador de imágenes HXI para rayos X duros. El conjunto proporciona una distancia focal de 12 metros necesaria para el rendimiento de las dos ópticas HXT dedicadas a los rayos duros que se encuentran en el otro extremo del satélite en comparación con el generador de imágenes HXI. La elección de un banco óptico desplegable surge del tamaño limitado disponible debajo de la tapa del lanzador . Una sola ala perpendicular al eje del telescopio soporta los paneles solares que proporcionan aproximadamente 3500 vatios. Los intercambios de datos con las estaciones terrenas se realizan en banda X a una velocidad de 8 megabits / s. El satélite tiene una capacidad de almacenamiento de datos de 12 gigabits .
La carga útil de Astro-H comprende dos telescopios para rayos X duros HXT (abreviatura de Hard X-ray Telescope ), que los enfocan al generador de imágenes de rayos X duros (generador de imágenes de rayos X duros , HXI), y dos Soft X -Telescopios de rayos (SXT ), uno de los cuales dirige los rayos al espectrómetro de micro calorímetro (SXS) con una notable resolución espectral de 7 eV y el otro convierte los rayos en un generador de imágenes basado en CCD (SXI). Para tener una amplia cobertura del espectro electromagnético, ASTRO-H también está equipado con dos detectores de rayos gamma suaves SGD ( Soft Gamma-ray Detector ) que permitirán el estudio de rayos gamma suaves de hasta 600 kiloelectron-voltios sin ellos.
ASTRO-H tiene dos telescopios de rayos X blandos idénticos (0.3-12 keV) SXT ( Telescopios de rayos X blandos ) cuyo diseño es similar a los telescopios XRT a bordo de Suzaku . En ambos casos se trata de un telescopio Wolter tipo I de 5,6 metros de distancia focal compuesto por 203 carcasas de aluminio cubiertas con una capa reflectante de oro. Cada espejo tiene forma cónica y su grosor depende de su posición en la óptica: crece hacia fuera (152, 229 y 305 μm). El diámetro externo de cada telescopio es de 45 centímetros. El área efectiva (reparación del 100%) es de 560 centímetros cuadrados a 0,5 kiloelectrones voltios y 425 centímetros cuadrados a 6 kiloelectrones voltios. La resolución espacial (HPD) es de 1,3 minutos de arco. El telescopio SXT-S enfoca los rayos X hacia el espectrómetro SXS (espectrómetro de rayos X suave ) mientras que SXT-I dirige los rayos hacia el SXI ( generador de imágenes de rayos X suave ).
Telescopio de rayos X duro (HXT)ASTRO-H tiene dos telescopios de rayos X duros idénticos (5-80 keV) HXT ( Telescopio de rayos X duros ) que son similares en estructura a los telescopios de rayos X blandos SXT a bordo de la misma nave espacial. Ambos son telescopios Wolter Tipo I de 12 metros de distancia focal compuestos por 213 carcasas de aluminio. Para poder reflejar los rayos X duros, el soporte se cubre con capas alternas de material reflectante, cuyo espesor se calcula cuidadosamente para que, aplicando la ley de Bragg , los rayos X más duros puedan ser reflejados por la parte inferior. capas. Los espejos tienen un soporte de forma cónica, cuyo espesor es de 200 μm. El diámetro externo de cada telescopio es de 45 cm . El área efectiva (100% de reflexión) es, para los dos espejos, 800 cm 2 a 8 keV , 300 cm 2 a 30 keV y 10 cm 2 a 50 keV . La resolución espacial es de 1,7 minutos de arco. Cada uno de los dos telescopios enfoca los rayos X hacia un HXI ( Hard X-ray Imager ).
El Hard X-ray Imager (HXI) utiliza detectores con una estructura híbrida (silicio de doble cara y telururo de cadmio para poder recolectar fotones con una energía de hasta 80 keV con una alta eficiencia cuántica. Resoluciones espaciales de 250 μm y energía se logran resoluciones de 1-2 keV (FWHM) con bajo ruido de fondo.
Espectrómetro de rayos X suave (SXS)El espectrómetro de rayos X suave (SXS) utiliza un detector compuesto por una matriz de 6x6 microcalorímetros enfriados a una temperatura de 0,05 K y que cubren un campo óptico de 3 x 3 minutos de arco. La resolución espectral esperada es de al menos 7 eV (FWHM) y podría llegar a 4 eV . El área efectiva del detector es de 225 cm 2 para rayos de 7 keV . El instrumento desarrollado por JAXA y NASA es una evolución del instrumento XRS instalado a bordo del Telescopio Espacial Suzaku que no pudo ser utilizado luego de la evaporación del helio líquido destinado a mantenerlo a su temperatura de funcionamiento. El detector puede registrar 150 fotones por segundo. Si la fuente es brillante (muchos fotones), se puede colocar un filtro frente al detector. La cantidad de helio a bordo garantiza una vida útil de entre 4,6 y 6,9 años.
Detector y tercer piso del frigorífico
Detector y tercer piso del frigorífico desde otro ángulo
1er y 2do piso del refrigerador
El de rayos X Soft Imager (SXI) utiliza un CCD de canal p de nuevo diseño con un área de 30,72 mm 2 . Está iluminado desde atrás lo que le permite ser sensible a los rayos de baja energía y resistente a los micro-meteoritos. El detector usa 4 chips. Un sistema de refrigeración mecánica reduce la temperatura a -120 ° C .
Detector de rayos gamma suaves (SGD)Los dos detectores de rayos gamma suaves SGD ( Soft Gamma-ray Detector ) son instrumentos de nueva generación capaces de medir la radiación gamma suave (de 40 a 600 kiloelectronvoltios con un nivel de ruido de fondo diez veces menor que los instrumentos existentes . Para reducir el impacto del ruido de fondo, utiliza una cámara Compton con un escudo activo. La resolución espectral alcanzada es inferior a 2 kiloelectronvoltios. En la banda de 50 a 200 kiloelectronvoltios, el instrumento puede medir la polarización de fuentes como discos de acreción de agujeros negros , el binario que incluye una estrella de neutrones y el corazón de las galaxias activas .
Instrumento | SXS | SXI | HXI | SGD (foto-abs.) |
SGD (Compton) |
---|---|---|---|---|---|
Espectro | 0,3-12 keV | 0,4-12 keV | 5-80 keV | 10-600 keV | 40-600 keV |
Área efectiva (cm 2 ) |
50/225 a 0,5-6 keV |
214-360 a 0,5-6 keV |
300 a 30 keV |
150 a 30 keV |
20 a 100 keV |
Campo óptico ( minutos de arco al cuadrado ) |
3,05 × 3,05 | 38 × 38 | 9 × 9 | 33 × 33 (<150 keV) 600 × 600 (> 150 keV) |
33 × 33 (<150 keV) 600 × 600 (> 150 keV) |
Resolución angular en HPD (minutos de arco) |
1.3 | 1.3 | 1,7 | - | - |
Resolución espectral en FWHM (eV) | 5 | 150 hasta 6 keV | <2000 a 60 keV | 2000 hasta 40 keV | 4000 hasta 40 keV |
Resolución de tiempo (segundos) |
8 × 10 −5 s | 4 segundos | n × 10 −5 s | n × 10 −5 s | n × 10 −5 s |
Ruido de fondo instrumental (/ s / keV / FoV) |
2 × 10 −3 / 0,7 × 10 −3 a 0,5-6 keV |
0,1 / 0,1 a 0,5-6 keV |
6 × 10 −3 / 2 × 10 −4 a 10-50 keV 2 × 10 −3 / 4 × 10 −5 a 10-50 keV |
- | 10 −4 / 10 −5 a 100-600 keV |
|
El primer estudio del proyecto NeXT ( Nuevo telescopio de rayos X de exploración ) se remonta a 2006. Ennoviembre 2007la agencia japonesa ISAS lanza un llamado a licitación para la fabricación del telescopio y se selecciona la empresa NEC. El lanzamiento está previsto para 2013. ASTRO-H se lanza el17 de febrero de 2016por un cohete japonés H-IIA (vuelo F30) disparado desde la base de Tanegashima y colocado en una órbita terrestre baja circular de 550 km con una inclinación de aproximadamente 31 ° que atraviesa en 96 minutos.
Durante las próximas dos semanas, Hitomi llevó a cabo operaciones particularmente críticas, incluido el despliegue del banco óptico (desplazamiento del mismo en 6,3 metros gracias a la extensión de una estructura de enrejado), la activación de los sistemas informáticos y el inicio de las operaciones de enfriamiento del detector. Un incidente que afectó el control de actitud ocurrió el25 de marzo. La situación se está deteriorando rápidamente y el27 de marzolos controladores de tierra ya no pueden establecer contacto con el satélite. Se identifican cinco piezas de escombros cerca del satélite y los datos de telemetría indican un cambio de órbita (564,6 x 580,5 km ⇒ 559,6 x 581,1) que implica una explosión interna (p. Ej., Liberación de helio líquido de reserva) o una colisión con desechos espaciales . Las observaciones ópticas permiten establecer que el satélite gira sobre sí mismo y ya no está estabilizado en 3 ejes . La agencia espacial japonesa intenta sin éxito recuperar el control del satélite con la ayuda de otras agencias espaciales. Pero28 de abril la agencia espacial pone fin a su intento de rescate y formaliza la pérdida del satélite y el fin de la misión.
Origen del incidenteA pesar de la ausencia de datos de telemetría durante la fase final que provocó la pérdida del satélite, los elementos reunidos al final de Mayo de 2016 indican que el resultado fatal del incidente está vinculado a la elección deliberada de los responsables de la misión de suspender varios sistemas de respaldo, a la asunción de riesgos operativos imprudentes y a la ausencia de un protocolo asociado con una modificación importante del software de control el sistema de propulsión para maniobras de control de actitud.
El incidente se inició a raíz de una anomalía en el funcionamiento de la unidad de inercia que se produjo en el25 de marzoalrededor de las 18 h UTC : esto identifica erróneamente un débil movimiento de rotación del telescopio espacial (21,7 ° / hora) alrededor de su eje Z (balanceo). Este tipo de medición errónea puede ocurrir, pero los buscadores de estrellas normalmente brindan información que puede detectarlo. Esto es lo que sucede en ese momento, pero una hora después, el buscador de estrellas ya no puede identificar suficientes estrellas para poder proporcionar una posición válida (un problema de sensibilidad configurable que se planeó corregir más adelante) y ahora se muestran datos erróneos de la unidad de inercia. considerado la referencia. El buscador de estrellas de emergencia podría haber detectado la anomalía, pero no estaba programado para activarse en caliente para limitar las perturbaciones en el progreso de las operaciones. Cuando el buscador de estrellas principal logra adquirir una posición nuevamente, la diferencia entre esta y la posición estimada por la unidad de inercia se ha vuelto relativamente grande. En este caso (desviación de más de 1 °) el sistema está diseñado para dar prioridad a los datos suministrados por la unidad de inercia. Los diseñadores del sistema querían evitar perturbar el control de actitud y asumieron que los errores de la unidad de inercia estarían por debajo de este umbral. Las anomalías de este tipo (descarte continuo de datos del buscador de estrellas) debían ser manejadas por el equipo de operadores terrestres, pero estos, por falta de instrucciones formalizadas, no intervienen durante los 3 sobrevuelos que se realizan sucesivamente en 20 h. 49 , 22 h 31 y 0 h 52 . En modo supervivencia, la nave espacial utiliza colectores solares para orientar los paneles solares de manera óptima con respecto a la dirección del Sol y mantener la carga de las baterías. Pero estos sensores se habían desactivado en este modo debido a un campo de visión demasiado estrecho (20 ° en lugar de los 30 ° necesarios para desempeñar este papel en la configuración de la nave espacial).
El sistema de control de actitud de Hitomi luego usa las ruedas de reacción del satélite para intentar revertir el pseudo movimiento de rotación generando un movimiento de rotación inverso. A medida que la unidad de inercia continúa proporcionando una indicación errónea de rotación, las ruedas de reacción aumentan gradualmente la velocidad de rotación de Hitomi. Las ruedas de reacción se acercan al límite de saturación (la velocidad de rotación del volante ha alcanzado su valor máximo) y los magnetoacopladores entran en acción para desaturarlas pero su acción no es efectiva debido a la ausencia de control de la orientación real del satélite. (el par generado por el acoplador magnético depende de su orientación). LaMarzo 26alrededor de la 1 am UTC, las ruedas de reacción ya no pueden actuar. La nave espacial activa sus motores de cohete para corregir la orientación de la nave espacial. Pero la modulación del empuje de estos motores está controlada por un programa que se había actualizado tras el despliegue del banco óptico. De hecho, esto había inducido un desplazamiento del centro de masa y una modificación del momento de inercia. Sin embargo, el operador había introducido incorrectamente los parámetros de este software en ausencia de un manual de procedimiento. La acción de los motores de los cohetes solo aumenta los problemas.
El creciente movimiento de rotación genera fuerzas centrífugas que provocan la rotura de determinadas piezas; laMarzo 26a 1 h 37 UTC . varias piezas se destacan de Hitomi. La suposición común es que estas partes incluyen el banco óptico y los extremos de los paneles solares. La nave espacial ya no transmite desde28 de marzoprobablemente como resultado del agotamiento de sus baterías. la28 de abril la agencia espacial japonesa renuncia oficialmente a los intentos de rescatar a Hitomi.
Antes de su pérdida, Hitomi tuvo tiempo de hacer observaciones de rayos X del plasma desde el centro del cúmulo de Perseus .
Tras la destrucción de Hitomi, la agencia espacial japonesa decidió en julio 2017para desarrollar su reemplazo. Hitomi debía garantizar la transición entre los observatorios espaciales dedicados a la radiación X existente Chandra y XMM-Newton y el futuro observatorio europeo ATHENA, cuyo lanzamiento está programado para finales de la década de 2020. Hitomi incluyó dos conjuntos ópticos e instrumentales, uno para radiación Soft X el otro para radiación X dura. XRISM se limitará a la observación de radiación X suave porque los gerentes del proyecto consideraron que la radiación fuerte ya estaba respaldada por el observatorio espacial NuSTAR de la NASA . La NASA ha acordado renovar su participación en Hitomi aportando una copia del espectrómetro, cuyo coste, según la agencia espacial estadounidense, se sitúa entre los 70 y los 90 millones de euros. También se espera que la Agencia Espacial Europea, un participante menor en el proyecto, renueve su participación