Observatorio espacial Swift
Organización |
NASA ( Centro de vuelo espacial Goddard ) |
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Programa | Explorar (MIDEX) |
Campo | Observación de estallidos de rayos gamma |
Tipo de misión | Telescopio espacial UV, X y gamma |
Estado | Operacional |
Otros nombres | Swift Gamma-Ray Burst Explorer y luego Neil Gehrels Swift Observatory de 2018 |
Lanzamiento | 20 de noviembre de 2004 |
Lanzacohetes | Delta II 7320-10C |
Identificador de COSPAR | 2004-047A |
Sitio | swift.gsfc.nasa.gov |
Misa en el lanzamiento | 1.470 kilogramos |
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Orbita | Orbita terrestre baja |
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Altitud | 600 kilometros |
Período | 90 minutos |
Inclinación | 20,6 ° |
Tipo |
Máscara codificada (BAT), Wolter I (XRT), Ritchey-Chrétien (UVOT) |
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Longitud de onda | Visible , ultravioleta , x- rayos , suaves gamma rayos |
MURCIÉLAGO | Telescopio de rayos X duro / gamma suave |
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XRT | Telescopio de rayos X suave |
UVOT | Telescopio (óptico / ultravioleta) |
Swift ( Neil Gehrels Swift Observatory en inglés) es un telescopio espacial multiespectral ( rayos X duros y blandos, ultravioleta , luz visible ) desarrollado por la agencia espacial estadounidense , la NASA , con importantes aportes de Italia y la Uni Uni . Lanzado en 2004 por un lanzador Delta 2 , Swift tiene como objetivo identificar, localizar y observar explosiones de rayos gamma . Esta misión del programa Explorer está pilotada por el Goddard Space Flight Center y cuesta aproximadamente 250 millones de dólares . La Universidad Estatal de Pensilvania tiene un papel central en el logro de la instrumentación científica y alberga el centro de control de la misión del telescopio espacial. La misión inicial es de dos años, pero la misión se amplía varias veces y Swift todavía está en pleno funcionamiento en junio de 2020.
Las explosiones de rayos gamma son los fenómenos astronómicos más violentos de nuestro Universo. Se caracterizan por una emisión de rayos gamma que duran desde unos pocos milisegundos hasta unos pocos minutos. Debido a esta brevedad y aunque el descubrimiento de este fenómeno se remonta a 1967, los astrónomos en el momento del lanzamiento de Swift tenían poca información sobre el origen y características de los estallidos de rayos gamma. Los problemas técnicos que generalmente plantea la observación de la radiación gamma permiten sólo una localización aproximada de un estallido de rayos gamma. Sin embargo, en 1997, el telescopio BeppoSAX descubrió que el estallido de rayos gamma es seguido por rayos X y emisiones de dominio visible que persisten durante varias horas o incluso días. El Observatorio Espacial Swift está diseñado para aprovechar esta característica gracias a los tres instrumentos a su disposición. Su telescopio gamma BAT observa continuamente una gran parte del cielo para detectar explosiones de rayos gamma. Los datos recopilados se analizan en tiempo real mediante un software de a bordo configurable que, tan pronto como identifica la firma característica de una ráfaga de rayos gamma, transmite su posición tanto a los otros dos instrumentos como a los controladores terrestres a través de la red satelital de Telecomunicaciones TDRSS geoestacionarias de la NASA. El satélite, diseñado para rotar rápidamente, apunta un telescopio de rayos X XRT y un telescopio óptico UVOT ( luz visible / ultravioleta ) alineados a la región donde ocurrió la explosión y que pueden proporcionar una posición mucho más precisa que el observatorio gamma. . Esto se comunica 90 segundos después de la detección a instrumentos terrestres o espaciales con ópticas más potentes.
Swift ha observado más de 1.000 estallidos de rayos gamma desde su lanzamiento (situación a finales de 2015). Permite determinar la contraparte visual de muchas fuentes ubicadas en galaxias distantes y confirmar que la mayoría de los estallidos de rayos gamma están asociados con el colapso de una estrella gigante que resulta en la formación de un agujero negro o una estrella de neutrones (ráfagas largas), o la fusión de dos estrellas de neutrones binarias (ráfagas cortas). Es el observatorio más eficiente en el inventario de fenómenos astronómicos transitorios y fuentes astronómicas de rayos X duros.
El objetivo de la misión Swift es estudiar las explosiones de rayos gamma . Este fenómeno astronómico, el más violento de nuestro Universo, fue descubierto en 1967. Solo se puede observar desde el espacio y su brevedad y la naturaleza de las radiaciones gamma plantean problemas técnicos para su observación que no pudieron ser resueltos. Las explicaciones de este fenómeno solo comenzaron a surgir después de varias décadas y el lanzamiento de varias misiones espaciales de las cuales Swift es el logro supremo.
Un estallido de rayos gamma se caracteriza por un repentino pero breve bombardeo de la Tierra por rayos gamma (unos pocos fotones por cm 2 y por segundo en el espectro de energía de 50 a 300 keV ) provenientes de una fuente puntual. La duración es corta: desde unos pocos milisegundos hasta unas pocas decenas de minutos. Este fenómeno, de origen extragaláctico (su fuente se encuentra fuera de nuestra galaxia ), es la manifestación del evento astronómico que libera la energía más fuerte del Universo : en unos segundos el estallido de rayos gamma libera en un haz estrecho más energía que el producido por nuestro Sol durante toda su vida en la secuencia principal ( 10 mil millones de años). A la emisión de rayos gamma le siguen emisiones menos energéticas ( rayos X , ultravioleta , luz visible , infrarrojos , microondas y ondas de radio ) y de mayor duración (de unas horas a unos días). Las ráfagas de rayos gamma se clasifican en dos categorías según su duración: ráfagas cortas cuya radiación es perceptible 0,3 segundos y la mayoría ráfagas largas con una duración media de 30 segundos. Los estallidos de rayos gamma son detectados con una frecuencia promedio de uno por día por el Observatorio de Rayos Gamma de Compton y sus fuentes se distribuyen uniformemente en el cielo.
La explicación más común para los estallidos largos de rayos gamma es que son el subproducto de una hipernova de un tipo particular: colapsos . La hipernova es la explosión de una estrella gigante (de 20 a 30 veces la masa de nuestro Sol) al final de su vida que resulta de su colapso gravitacional y da como resultado la formación de una estrella de neutrones o un agujero negro . El material en la periferia del núcleo de la estrella es atraído hacia la región central más densa y genera un disco de acreción con velocidades de rotación fuertemente diferenciadas dependiendo de la distancia desde el centro de rotación. Esta rotación genera un campo magnético . Existen varios tipos de hipernova según las características de la estrella. Si la estrella es extremadamente masiva, de baja metalicidad y su velocidad inicial de rotación es alta (caso de colapsar), la torsión de las líneas del campo magnético generado por el diferencial de velocidad dentro del disco de acreción produce dos chorros de material estrechos y simétricos. cuya dirección se fusiona con el eje de rotación. El chorro se emite a velocidades cercanas a la de la luz en el vacío ( velocidad relativista ) y, por lo tanto, está sujeto a fenómenos relativistas. El proceso preciso detrás de la radiación gamma observada en un estallido de rayos gamma sigue siendo controvertido. Según el modelo más común, llamado "bola de fuego" , la velocidad, presión, temperatura y densidad dentro del material expulsado no son homogéneas. Cuando una capa de materia alcanza a otra, el choque produce fotones gamma. Este fenómeno es breve porque la materia expulsada posteriormente choca con el medio interestelar , produciendo una radiación menos energética (rayos X, visible, ultravioleta ...) durante un período más largo.
Julio de 1967 | Descubrimiento accidental por dos satélites estadounidenses de alerta temprana Vela de emisiones gamma potentes, breves y puntuales. Se desconoce su fuente. |
Hacia 1970 | Los ingenieros del Laboratorio Nacional de Los Alamos están tratando de identificar el origen del fenómeno, pero se descartan posibles fuentes astronómicas conocidas de rayos gamma (Sol, supernova, etc.). |
1973 | Se desclasifica el fenómeno hasta ahora cubierto por el secreto militar. Se llama "Explosión de rayos gamma". |
1991-1996 | El observatorio espacial Compton Gamma Ray Observatory de la NASA fue lanzado en 1991. Los datos recopilados muestran que las fuentes de estallidos de rayos gamma se distribuyen uniformemente por el cielo indicando origen extragaláctico. El satélite detecta aproximadamente una ráfaga de rayos gamma por día. Identifica dos familias de explosiones de rayos gamma caracterizadas por una duración corta (en promedio 0.3 segundos) y larga (en promedio 30 segundos) |
1997 | Colocación en órbita del telescopio espacial BeppoSAX de la agencia espacial italiana Se descubre una emisión residual asociada a largos estallidos de radiación X que duran varias horas, incluso varios días. Este descubrimiento permite evaluar la lejanía del fenómeno midiendo el corrimiento al rojo de la contraparte óptica. El estallido de rayos gamma más lejano se encuentra a varios miles de millones de años luz de distancia ( corrimiento al rojo de 4,5). Las implicaciones para la cantidad de energía liberada sugieren que la explosión solo puede estar relacionada con el colapso de una estrella gigante que resulta en la formación de un agujero negro . |
Los estallidos de rayos gamma fueron descubiertos accidentalmente en julio de 1967 por dos satélites de alerta temprana US Vela . Estos son los encargados de vigilar la aplicación del tratado de prohibición de los ensayos nucleares atmosféricos y cuentan con instrumentos gamma para detectar posibles explosiones atómicas clandestinas. La señal recibida es inexplicable pero los instrumentos a bordo, imprecisos, no permiten a los ingenieros del laboratorio nacional de Los Alamos responsables de la constelación de Vela continuar las investigaciones. Se instalan instrumentos de mejor calidad a bordo de los satélites Vela puestos en órbita entre 1969 y 1970. Se realiza una triangulación aproximada de las fuentes de dieciséis estallidos de rayos gamma comparando el tiempo preciso de detección de los estallidos de rayos gamma por los diferentes satélites . Estas medidas eliminan todas las fuentes de radiación gamma conocidas en este momento: supernova , Tierra , Luna , Sol . Los datos están cubiertos por el secreto militar debido a la naturaleza del programa Vela, pero finalmente se desclasifica en 1973. El descubrimiento de las misteriosas señales se hace público en un artículo publicado en The Astrophysical Journal . El nuevo fenómeno se denomina estallido de rayos gamma o GRB (" G amma R ay B urst ", o estallido de rayos gamma).
La primera señal de una explosión de rayos gamma registrada el 2 de julio de 1967 por un instrumento a bordo del satélite Vela 4.
Detector de rayos gamma satelital Vela 5B.
Hasta 1991, se avanzó muy poco en la explicación del fenómeno porque la observación de rayos gamma de origen galáctico o extragaláctico presenta muchas dificultades. La observación precisa desde la Tierra no es posible porque los fotones gamma interactúan con los átomos en la atmósfera de la Tierra y se transforman en cascadas electromagnéticas . La observación desde el espacio se enfrenta al enorme poder de penetración de los fotones gamma altamente energéticos en la materia , lo que impide su detección mediante instrumentos ópticos convencionales. Los detectores de rayos gamma disponibles en ese momento eran rudimentarios. Sin embargo, el posicionamiento preciso de la fuente en el cielo es crucial para poder asociarlo con un objeto celeste ( estrella , galaxia, etc.) que se puede observar, por ejemplo, en luz visible o en radiación X , lo que hace es posible explicar y estudiar este fenómeno. Además, dada la muy corta duración de la radiación gamma (unos minutos como máximo), la velocidad de la investigación con instrumentación convencional es sin duda fundamental para descubrir su origen.
Para compensar las deficiencias de los detectores gamma, la comunidad científica instala varios de estos instrumentos a bordo de naves espaciales cuya misión los acerca a una gran distancia de la Tierra. El objetivo es reproducir el método de triangulación utilizado por la constelación de satélites Vela pero con un espaciamiento mucho mayor entre las naves portadoras para permitir que la fuente se localice con mayor precisión. El conjunto de detectores con el proceso de transmisión de señales se gestiona en el marco de una organización internacional denominada Red Interplanetaria (IPN). La primera red IPN se estableció en 1978. Incluía el observatorio solar alemán Helios 2 , la sonda espacial estadounidense Pioneer Venus Orbiter , las dos misiones venusianas soviéticas Venera 11 y 12 que transportaban detectores franceses, el satélite estadounidense ISEE-3 en órbita alrededor del punto de Lagrange L 1, así como el satélite soviético Prognoz 7 y los satélites Vela aún operativos que circulan en una órbita terrestre alta alrededor de la Tierra. Por primera vez, los estallidos de rayos gamma observados se posicionan en el cielo con una precisión de alrededor de un minuto de arco .
El 5 de marzo de 1979, las 9 naves que componen la red IPN en esa fecha detectaron una señal gamma corta tan intensa que satura los detectores. Pero el pico y la disminución de la intensidad de la radiación aparecen de una forma muy diferente a la de los estallidos de rayos gamma detectados hasta ahora. De hecho, es el primer representante de una nueva clase de objetos celestes: los iniciadores gamma suaves . Los astrónomos descubren que la fuente de SGR 0526-66 es un tipo especial de estrella de neutrones ubicada a 165.000 años luz de distancia en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite enana de la Vía Láctea , nuestra galaxia. A lo largo de este período, no se puede observar ningún objeto astronómico notable en las regiones donde se encuentran las fuentes de estallidos de rayos gamma "clásicos". Incapaces de identificar con precisión su fuente, los astrónomos no pueden determinar a qué distancia ocurren. Chocan dos teorías. Para algunos astrónomos, la fuente está fuera de nuestra galaxia, pero la mayoría de ellos cree que la cantidad de energía recibida a nivel de la Tierra es demasiado grande para que ocurra a tal distancia. Para estos últimos, estos eventos tienen lugar en nuestra galaxia y constituyen una manifestación de estrellas de neutrones .
Las observaciones del Observatorio de Rayos Gamma de Compton (1991): ¿el origen galáctico excluido?En 1991, el observatorio espacial Compton Gamma Ray Observatory de la NASA diseñado para estudiar la radiación gamma comienza sus observaciones en órbita. Usando su instrumento BATSE, que trabaja en la banda espectral de 20 keV - 1 MeV , comienza a registrar sistemáticamente fuentes de radiación gamma transitorias, incluidas las explosiones gamma. El instrumento permite escanear todo el cielo gracias a sus 8 detectores colocados en cada esquina del cuerpo del satélite. El campo de visión de los detectores se superpone, lo que permite que una ráfaga de rayos gamma sea visible simultáneamente por 4 detectores. Dado que el efecto influye en la intensidad de la señal, esta disposición permite determinar la posición de la fuente con una precisión de unos pocos grados para las ráfagas de rayos gamma más intensas. En unos pocos años, el Observatorio de Rayos Gamma de Compton identifica varios cientos de estallidos de rayos gamma. Cuando estos eventos se colocan en un mapa del cielo (ver la ilustración al lado), los astrónomos encuentran que están distribuidos de una manera perfectamente uniforme en todas las direcciones, lo que excluye que ocurran explosiones de rayos gamma en el plano galáctico (se fusiona con el ecuador en el cielo). mapa) donde se encuentran la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea , nuestra galaxia. Solo quedan dos escenarios. En el primer escenario apoyado por astrónomos que refutan la idea de que fenómenos de tal poder pueden ocurrir a distancias cosmológicas, las fuentes de estallidos de rayos gamma se distribuyen en el halo galáctico , en el borde de nuestra galaxia y a una distancia de unas 300.000 luz. años . Para el resto de la comunidad científica, el origen de las ráfagas es extragaláctico y se encuentra a miles de millones de años luz de distancia. La distribución regular de fuentes es un reflejo de la homogeneidad del Universo a gran escala demostrada por otras observaciones astronómicas. En 1995, el 75 º aniversario de la gran debate se ha centrado en la naturaleza de las nebulosas , los partidarios de las dos teorías, Donald P. Cordero y Bohdan Paczynski , compiten en el mismo salón de actos del Museo Nacional de Historia Natural establece -Unis ( Museo Nacional de Historia Natural) en Washington sin lograr convencer a sus oyentes.
Distribución del número de estallidos de rayos gamma observados por BATSE ( CGRO ) según su duración: se pueden distinguir claramente dos clases de estallidos de rayos gamma.
Las fuentes de estallidos de rayos gamma localizadas por el instrumento BATSE del observatorio espacial CGRO : la distribución es uniforme, lo que implica un origen extragaláctico.
La agencia espacial italiana desarrolló y lanzó el telescopio espacial BeppoSAX en 1996 . Este no está destinado a la observación de estallidos de rayos gamma, pero sus características permitirán un avance decisivo. El satélite combina un detector gamma con un amplio campo de visión y un telescopio de rayos X que puede proporcionar la posición de los objetos observados con gran precisión. Aún más crucial, la cadena de transmisión de alertas a los observatorios terrestres está optimizada y tienen la posición de un estallido de rayos gamma pocas horas después de su aparición, mientras que este retraso asciende a días para la red IPN. El 28 de febrero de 1997, los instrumentos BeppoSAX detectaron el estallido de rayos gamma GRB 970228 , luego observaron una nueva fuente de rayos X unas horas más tarde, cuya posición se proporcionó con una precisión de 50 segundos de arco. Por primera vez, se observa una remanencia del fenómeno en otra longitud de onda. La información se transmite a observatorios terrestres y se descubre una contraparte óptica (en luz visible ), que desaparece menos de una semana después, en una fotografía tomada el mismo día por el telescopio William-Herschel ubicado en las Islas Canarias .
La posición de GRB 970228 se obtiene con una precisión de segundo de arco que permite al telescopio espacial Hubble descubrir en esta ubicación un punto difuso azulado que la mayoría de los especialistas identifican como una galaxia distante. Este descubrimiento parece confirmar el origen extragaláctico de los estallidos de rayos gamma, pero los oponentes de esta teoría argumentan que puede ser el resplandor de una estrella de neutrones mucho más cercana. Pero el 8 de mayo de 1997, esta teoría fue definitivamente descartada tras la detección por BeppoSax de un nuevo estallido de rayos gamma, cuya contraparte óptica puede ser observada por el observatorio WM Keck , en Hawai , en el momento más temprano. del mundo con su espejo de 10 metros de diámetro. Los astrónomos obtienen un espectro de remanencia de GRB 970508 en el que identifican sin ambigüedades las líneas espectrales de hierro y magnesio en forma gaseosa. Estos tienen un corrimiento al rojo de 0,83, lo que permite deducir la distancia desde su fuente: GRB 970508 se encuentra a unos 6 mil millones de años luz de distancia. También se detecta una señal de radio desde el mismo sitio. Los astrónomos deducen de la forma de la señal que su fuente se mueve a una velocidad cercana a la de la luz. A finales de 1998 se localizaron más de 20 estallidos de rayos gamma con una precisión de unos pocos minutos de arco y para seis de ellos la distancia se estableció midiendo el corrimiento al rojo de la radiación. Estas observaciones refutan definitivamente la teoría de una fuente ubicada en la Vía Láctea (nuestra galaxia) poniendo punto y final a una polémica que se prolonga desde hace una década.
Si el origen extragaláctico de los estallidos de rayos gamma ya no está en duda, la génesis del fenómeno aún está lejos de resolverse. Sobre la base de los descubrimientos realizados, los especialistas estiman que la cantidad de energía liberada está entre 10 51 y 10 52 ergios, una cifra comparable a la energía liberada por una supernova (10 51 ergios o la conversión del 1% de la masa del Sol en energía). Esta figura también es compatible con varios procesos imaginados por los astrofísicos . Sin embargo, el descubrimiento del estallido de rayos gamma GRB 971214, caracterizado por un corrimiento al rojo muy alto de 3,42, arroja dudas sobre el mecanismo de producción porque se estima que la cantidad de energía liberada es 10 veces mayor. Pero al año siguiente, descubrimos que el haz de energía de los estallidos de rayos gamma es indudablemente direccional y se emite en un volumen espacial de 0,1 estereorradián , lo que devuelve la cantidad de energía liberada a los valores normales. Un segundo descubrimiento nos permitirá seguir adelante. El estallido de rayos gamma GRB 980425 se detectó el 25 de abril de 1998. Su señal es normal, pero los astrónomos se dan cuenta de que la contraparte óptica no se debilita. Esto se superpone con una supernova brillante que apareció al mismo tiempo en una galaxia vecina. La observación de las galaxias en las que se encuentran las otras explosiones de rayos gamma muestra que aparecen entre las estrellas jóvenes. Este hallazgo contradice la tesis más común que asocia el estallido de rayos gamma con la fusión de dos estrellas de neutrones : de hecho, este evento generalmente ocurre más de mil millones de años después de la aparición de la estrella, por lo tanto, en galaxias pobladas de estrellas envejecidas. El descubrimiento de las características espectrales de una supernova durante la observación del estallido de rayos gamma GRB 030329 el 23 de marzo de 2003 permite asociar definitivamente el largo estallido de rayos gamma con el colapso de una estrella gigante que da como resultado la formación de una supernova. . Por otro lado, el mecanismo de producción y la ubicación de las ráfagas cortas, muy difíciles de observar por su brevedad, seguían siendo desconocidas en este momento.
En 2004, los descubrimientos realizados por el telescopio espacial BeppoSAX , así como las observaciones realizadas posteriormente desde tierra, permitieron determinar que los estallidos de rayos gamma se producen en galaxias distantes ( corrimiento al rojo entre 0,0085 y 4,5). En esta fecha se determina la distancia de una treintena de estos eventos. Pero, debido a la brevedad del fenómeno (menos de unos minutos), es muy difícil proporcionar una localización lo suficientemente precisa en el tiempo para permitir observaciones detalladas: con la excepción de dos casos, las observaciones solo se pueden realizar. período de entre 3 y 8 horas y, por lo tanto, solo se referían a las emisiones después del estallido de rayos gamma.
La arquitectura del telescopio Swift está diseñada tanto para acelerar la difusión de información a los telescopios terrestres como para realizar de forma autónoma el estudio en una amplia gama de longitudes de onda:
Para cumplir estos objetivos, el observatorio espacial combina varios dispositivos:
Los objetivos detallados de la misión Swift al momento del lanzamiento son los siguientes:
La duración de las ráfagas de rayos gamma es muy variable (desde unos milisegundos hasta más de un minuto) con una duración media de entre 2 y 10 segundos. Las emisiones posteriores al estallido de rayos gamma propiamente dicho en el rango espectral de rayos X y luz visible tienen características variables que pueden reflejar varios procesos de génesis. A partir de la fecha de lanzamiento de Swift , se identifican dos procesos de generación de estallidos de rayos gamma: el colapso gravitacional de una estrella gigante que resulta en la formación de un agujero negro y la fusión de dos estrellas de neutrones binarias . Pero otros procesos pueden producir explosiones de rayos gamma: algunos teóricos dijeron en ese momento que la evaporación de los agujeros negros también puede producir una explosión de rayos gamma que dure menos de 2 segundos. En este contexto, la misión Swift tiene como objetivo:
Los estallidos de rayos gamma son los eventos más poderosos del Universo conocido después del Big Bang . Las energías involucradas son mucho más importantes que cualquier cosa que se pueda reproducir en el laboratorio. Cada estallido de rayos gamma es, por tanto, una fuente potencial de información sobre física nuclear y fundamental . La explosión atraviesa el medio interestelar con escombros que, para algunos, alcanza velocidades cercanas a la de la luz en el vacío. La onda de choque calienta los gases circundantes llevándolos a temperaturas extremadamente altas y posiblemente desencadena la formación de nuevas estrellas. Son las interacciones dentro de esta onda de choque y con el medio ambiente las que producen la emisión de los rayos gamma que vemos. El rango de esta onda de choque y el ancho del haz gamma emitido quedan por especificar. En este contexto, Swift debe:
Según algunos teóricos, una pequeña fracción de estallidos de rayos gamma se produjo dentro de las primeras estrellas del universo ( estrellas de población III ). Estas estrellas se distinguen por su masa (en promedio de 100 a 1.000 veces mayor que la de nuestro Sol) y su composición química (ausencia de elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio ). Dada su masa, su muerte debe generar un estallido de rayos gamma. Por lo tanto, Swift debe poder trazar un mapa de estas estrellas que ningún telescopio existente puede observar. Sobre este tema, los objetivos de la misión Swift son los siguientes:
Swift realiza un extenso censo de las duras emisiones de rayos X que emanan de todo el cielo. La sensibilidad de los instrumentos de Swift, 20 veces mayor que la de los instrumentos existentes en esta parte del espectro electromagnético, debería permitir descubrir 400 agujeros negros supermasivos cuyas emisiones de rayos X suaves están actualmente enmascaradas.
El satélite comprende una plataforma que comprende todas las servidumbres y un módulo que agrupa los tres instrumentos que forman la carga útil . La masa total del telescopio es de 1.467 kg, incluidos 834 kg de instrumentación científica.
La plataforma del telescopio espacial es proporcionada por la empresa estadounidense Spectrum Astro, en ese momento subsidiaria de General Dynamics , cuya actividad es retomada en 2016 por los constructores de lanzadores y satélites Orbital ATK . Esta plataforma se caracteriza por su gran maniobrabilidad y la gran precisión del apuntado. La plataforma es una estructura de 6 lados . Las cajas electrónicas y los equipos están montados en las caras exteriores, para permitir la inserción de los tubos largos de la parte óptica de los telescopios X y ultravioleta. La energía eléctrica es suministrada por dos alas con un grado de libertad y cada una compuesta por 3 paneles solares . Estos utilizan células fotovoltaicas de triple unión GaAs / Ge que proporcionan un total de 2.132 vatios al final de la misión. Swift se estabiliza en 3 ejes . La señalización se realiza mediante ruedas de reacción y se conoce con una precisión de 2,2 segundos de arco. Este dispositivo le permite girar 50 ° en menos de 75 segundos . El telescopio tiene dos métodos para comunicarse con el suelo. Puede transmitir datos en cualquier momento a través de la constelación de satélites geoestacionarios de la NASA , el TDRS con una tasa de 2 kilobits / segundo. Los datos científicos detallados se almacenan a bordo en una memoria masiva de 32 gigabits y se transmiten a una velocidad de 2,25 megabits / segundo mientras el telescopio espacial se cierne sobre la estación de Malindi . El telescopio espacial está diseñado para una vida útil de 7 años .
El satélite consta de tres instrumentos cuyos ejes ópticos son paralelos. Cuando se detecta una nueva explosión de rayos gamma, se utilizan en el orden de su descripción a continuación para refinar gradualmente la posición de la fuente:
Instrumento | MURCIÉLAGO | XRT | UVOT |
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Tipo | máscara codificada | Wolter I | Ritchey-Christian |
Espectro (energía o longitud de onda ) | Rayos X duros / rayos gamma suaves (15-150 keV) | Rayos X suaves (0.2-10 keV) | Ultravioleta / Visible (170 - 650 nm) |
Campo de visión | 2 estereorradianes | 23,6 × 23,6 min de arco | 17 × 17 minutos de arco |
Resolución angular | 1 a 4 minutos de arco | 3 a 5 segundos de arco | 0,5 segundos de arco |
PSF | 17 minutos de arco | 18 segundos de arco a 1,5 keV | 2,5 segundos de arco a 350 nm |
Tipo de detector | Telururo de cadmio-zinc | Dispositivo de transferencia de carga XMM Newton EPIC |
Dispositivo de transferencia de carga intensificada |
Número de elementos detectores | 256 módulos de 128 elementos | 600 × 600 píxeles | 2048 × 2048 píxeles |
Sensibilidad | 2 × 10 −14 erg cm −2 s −1 (tiempo de exposición 10,000 segundos) |
Magnitud 22,3 sin filtro (tiempo de exposición de 1000 segundos) |
|
Otras características) | Área del detector: 5200 cm 2 Elemento detector: 4 × 4 × 2 mm |
Área efectiva: 135 cm 2 a 1,5 keV |
Apertura de 12,7 7 filtros, magnitud > 7 |
Masa | 198,1 kg |
BAT ( Burst Alert Telescope ) es un telescopio de máscara codificado . Esta técnica óptica se utiliza para obtener una imagen de emisiones de fotones de alta energía (rayos X duros, rayos gamma), que un dispositivo óptico convencional (lente, espejo) no puede converger hacia el detector porque atraviesan estos elementos ópticos sin desviarse. La máscara codificada se interpone sobre el detector y es parcialmente opaca a los fotones estudiados. Está perforado con agujeros que forman un patrón que se reproduce en el detector por los fotones que no son rechazados por la máscara. Dependiendo del desplazamiento horizontal de esta sombra proyectada en el plano del detector, se puede determinar el rumbo de la fuente de los fotones. BAT dispone de un detector con un área de 0,52 m 2 compuesto por 32.768 elementos telururo de cadmio-zinc con un área de 4 × 4 mm .
El detector se coloca 1 metro detrás de una máscara codificada. Este último, con una superficie de 2,7 m 2 , está formado por 52.000 elementos de plomo de forma cuadrada de 5 × 5 mm y un espesor de 1 mm . Los elementos de la máscara codificada se fijan sobre una estructura en material compuesto (panal) de 5 cm de espesor. La máscara, que tiene forma de D con esquinas cortadas de 2,4 metros de largo y 1,2 metros de ancho, se fija sobre el plano del detector mediante postes de fibra compuesta. La máscara está abierta al 50%, es decir que el 50% de su superficie está formada por agujeros. El patrón de la máscara no es del tipo URA ( Uniformly Redundant Array ) porque esta forma, que normalmente limita la influencia del ruido de fondo, no es adecuada debido a las características particulares de BAT, a saber, el campo óptico de gran angular seleccionado (el superficie de la máscara es mucho más grande que la del detector) y el plano del detector no es uniforme (hay espacios entre los módulos que componen el detector).
Diagrama del instrumento BAT.
Uno de los módulos detectores BAT.
La máscara codificada de BAT se está ensamblando.
XRT ( X-Ray Telescope ) es un telescopio de rayos X blandos (0,2-10 keV) que debe proporcionar la posición, el espectro y el brillo de los estallidos de rayos gamma y las emisiones posteriores al cubrir la desintegración de los flujos de fotones de más de 7 órdenes de magnitud . Todas las ráfagas de rayos gamma observadas con BeppoSax demuestran que el pico gamma es seguido sistemáticamente por una emisión de rayos X que dura de 6 a 8 horas, mientras que la contraparte óptica parece existir solo en el 60% de los casos. Si bien las observaciones de rayos X con BeppoSax no comienzan hasta después de una disminución del orden de magnitud de 4 a 5 en la intensidad de la emisión, se espera que las observaciones comiencen con XRT en algunos casos mientras el propio estallido de rayos gamma. Todavía en progreso. El XRT también debería permitir que la posición proporcionada por el instrumento BAT se refine reduciéndola de 1 a 4 minutos de arco a 2,5 segundos de arco en menos de 10 segundos . En algunos casos, el instrumento puede proporcionar el corrimiento al rojo (de ahí la distancia) desde la fuente.
El telescopio XRT se desarrolla a un costo reducido mediante el uso de componentes desarrollados para misiones espaciales anteriores. El telescopio en su conjunto se deriva del telescopio JET-X desarrollado por la Universidad de Leicester , Inglaterra para el observatorio espacial ruso Spectrum X-Gamma, proyecto abandonado por falta de financiación y luego rediseñado para convertirse en Spektr-RG . El telescopio utiliza en particular el espejo tipo Wolter I desarrollado por el Observatorio Astronómico de Brera . El detector es un dispositivo de transferencia de carga de la empresa e2v desarrollado para el instrumento EPIC de la misión XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea . Finalmente, la electrónica se deriva de la del EPIC y la del instrumento CUBIC del satélite SAC-B .
La estructura del telescopio descansa sobre una parte anular central el OBIF ( Optical Bench Interface Flange ) fabricado en aluminio sobre el que se fijan los tubos delanteros traseros del telescopio con un diámetro de 508 mm (el anillo se encuentra en 2/3 delante) así como el espejo. El espejo tipo Wolter I consta de 12 conchas concéntricas de níquel cubiertas con una capa de oro con una distancia focal de 3,5 metros.
XRT se integra en el Observatorio Espacial Swift.
Wolter escribo espejo.
UVOT ( UltraViolet / Optical Telescope ) es un telescopio óptico que utiliza una montura Ritchey-Chrétien modificada con un espejo primario de 30 cm de diámetro y una apertura de 12,7. La luz es redirigida por un espejo inclinado a 45 ° hacia uno de los dos detectores redundantes, pasando por una rueda de filtros de 11 posiciones. Su campo óptico es de 17 minutos de arco . La rueda de filtros se utiliza para interponer 6 filtros con una banda espectral ancha (respectivamente UVW2, UVM2, UVW1, U, B y V). El sensor consiste en un dispositivo de transferencia de carga intensificada que tiene una definición de 2048 × 2048 píxeles : por lo tanto, cada píxel representa un sector de 0,5 × 0,5 segundos de arco. Permite observar tanto en luz visible como en ultravioleta ( 170 a 650 nanómetros ). Su eje es paralelo al del telescopio XRT, lo que permite comparar las observaciones realizadas en el campo de rayos X con las fuentes observadas por el instrumento en el espectro visible. Permite identificar la contraparte óptica de las explosiones de rayos gamma y evaluar su distancia. El telescopio con sus detectores se deriva directamente del instrumento OM ( Optical Monitor ) del observatorio espacial XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea .
La UVOT se integra en el observatorio espacial Swift.
Rueda de filtros.
En octubre de 1999, la NASA seleccionó dos misiones espaciales como parte de su programa Explorer que reunía proyectos científicos gestionados por el centro de vuelos espaciales Goddard : un satélite de astrometría FAME que posteriormente fue abandonado debido a un exceso de presupuesto y Swift que tiene como objetivo estudiar gamma- estallidos de rayos . Swift es una misión Explorer MIDEX ( explorador de clase media) de costo medio valorada en ese momento en 163 millones de dólares.
La construcción del satélite está a cargo de la empresa General Dynamics . Los instrumentos son producidos por varios laboratorios estadounidenses e internacionales. La realización del telescopio gamma BAT cuenta con el apoyo del centro de vuelos espaciales Goddard. El telescopio XRT es producido principalmente por un equipo de la Universidad Estatal de Pensilvania con contribuciones de Italia (el espejo lo proporciona el Osservatorio Astronomico di Brera ) e Inglaterra ( Universidad de Leicester ). Finalmente, el desarrollo del telescopio UVOT se confía a la Universidad de Pensilvania . El control de la misión en vuelo también está a cargo de esta universidad. La recogida de datos se realiza a través de la antena parabólica de Malindi gestionada por la Agencia Espacial Italiana . Estos son procesados, distribuidos y archivados por el Goddard Space Flight Center.
Swift fue puesto en órbita el 20 de octubre de 2004 por un lanzador Delta II 7320-10C disparado desde la plataforma de lanzamiento de Cabo Cañaveral . El costo total de la misión ahora está valorado en unos 250 millones de dólares estadounidenses, incluidas las contribuciones de los países participantes, principalmente el Reino Unido e Italia . Los dos primeros meses se dedican a la puesta en servicio y calibración de los instrumentos. Los comienzos están marcados por pequeños incidentes, pero el 3 de diciembre de 2004 surge un problema grave cuando una erupción solar a gran escala pone a la nave espacial en modo de supervivencia . La fuente de alimentación del sistema de enfriamiento termoeléctrico del detector telescópico XRT está desconectada permanentemente. En las semanas siguientes, se desarrollaron nuevas restricciones de orientación de instrumentos para permitir que el radiador redujera pasivamente la temperatura del detector por debajo de los -70 ° C necesarios para su funcionamiento. Los instrumentos empezaron a funcionar gradualmente durante enero de 2005. El 5 de abril de 2005, el observatorio espacial, que ya detectó 24 explosiones de rayos gamma, observó por primera vez utilizando el instrumento UVOT una contraparte óptica . La medición del corrimiento al rojo permite estimar la distancia desde la fuente del estallido de rayos gamma a 9 mil millones de años luz.
En 2016, todos los instrumentos Swift están operativos y su rendimiento se mantiene sin cambios a pesar del envejecimiento que está afectando gradualmente a la electrónica. La misión está clasificada en la parte superior de las misiones de la NASA en su categoría por los resultados obtenidos. La misión, que inicialmente debería durar 2 años, se amplía periódicamente a un costo anual que ha sido de entre 5 y 6 millones de dólares estadounidenses en los últimos años. El telescopio espacial sufre una reducción regular de su órbita debido a la atmósfera residual, pero no debe volver a entrar en la atmósfera antes de 2025. En 2016, Swift sigue siendo la única misión destinada a observaciones de estallidos de rayos gamma. Sin embargo, 13 años después de su lanzamiento, sus objetivos se han adaptado. El tiempo de observación del telescopio espacial, que está dedicado en un 46% a la búsqueda de explosiones de rayos gamma en 2005, aumentó al 17% en 2014, mientras que las observaciones puntuales (ToO, Target of Opportunity y GI, Guest Investigator ) la demanda de astrónomos ahora representa el 65% contra el 19% inicialmente. El telescopio espacial debe jugar un papel importante en el campo de las ondas gravitacionales acompañando a los observatorios Virgo y LIGO en el proceso de aumento de potencia (LIGO logró su primera observación en 2016 correspondiente a la fusión de dos agujeros negros). Swift , gracias a su agilidad, también podrá explotar los descubrimientos realizados por nuevos instrumentos terrestres de gran angular como Zwicky Transient Facility (ZTF) y Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) en desarrollo en 2016. Finalmente, con el Dado que en los últimos años han aparecido espectrógrafos terrestres más potentes, el telescopio espacial debe proporcionar candidatos para la observación de las características (composición, estructura, nucleosíntesis ) de las primeras galaxias ( desplazamiento al rojo ).
Swift circula en una órbita terrestre baja a 584 × 601 km sobre el nivel del mar, que cubre en 90 minutos. La técnica de observación consiste en mantener sus instrumentos apuntados hacia una porción del cielo preprogramada por el equipo científico correspondiente, por ejemplo, al seguimiento de las emisiones de rayos X y radiaciones visibles posteriores a la aparición de un estallido de rayos gamma. El satélite circula con una inclinación orbital de 20,6 ° lo que permite reducir el tiempo de permanencia en la anomalía magnética del Atlántico Sur que puede deteriorar el rendimiento de los detectores. Los instrumentos no pueden apuntar dentro de los 28 ° de la extremidad de la Tierra, 46 ° de la extremidad del Sol y 23 ° de la extremidad de la Luna. Dadas estas limitaciones, un objetivo determinado solo se puede observar de forma continua durante 20 a 30 minutos . Durante una órbita determinada, se observan sucesivamente varios objetivos preprogramados. Las observaciones programadas se suspenden si se identifica una nueva explosión de rayos gamma.
La aparición de una nueva explosión de rayos gamma es detectada por el telescopio gamma BAT de gran angular con máscara codificada. Para identificar formalmente una ráfaga de rayos gamma, los datos recopilados por BAT son analizados por un programa desarrollado en parte como parte de la misión espacial HETE . Busca variaciones anormales en el número de fotones gamma eliminando fuentes de falsas alarmas, como partículas de la magnetosfera , así como fuentes astronómicas variables ya referenciadas en un catálogo almacenado a bordo del satélite. Como resultado de este monitoreo, Swift transmite cada 5 minutos un mapa de las fuentes de rayos X duros variables ya referenciadas muestreadas en 80 bandas de frecuencia. El inicio de una explosión de rayos gamma está fechado con una precisión de 0,1 segundos. Esta detección desencadena una secuencia automática de operaciones.
Unas decenas de segundos después de la detección de un estallido de rayos gamma a partir de los datos del instrumento BAT, los telescopios XRT de rayos X y UVOT óptico / ultravioleta apuntan hacia la fuente para recopilar el espectro del fenómeno. Mientras tanto, Swift envía una alerta a través de los satélites de telecomunicaciones geoestacionarios TDRS de la NASA al misil de prueba Polygon White Sands . La información está centralizada en la GCN ( Red de Coordenadas de Ráfagas de Rayos Gamma ) que se encarga de difundirla a los observatorios terrestres para permitir observaciones más profundas por parte de la comunidad astronómica. Swift continúa observando el sobresalto durante varias decenas de minutos. A medida que pasa sobre la estación Malindi , sobrevolada de 9 a 12 veces al día, todos los datos recopilados por los instrumentos se transmiten al Centro de Control de Misión del Telescopio Espacial alojado por la Universidad Estatal de Pensilvania . Luego, son procesados por el centro informático SDC ( Swift Data Center ) dedicado . Los primeros resultados se publican en línea 3 horas después del evento. El archivo de los datos científicos se lleva a cabo como media una semana después en varios establecimientos: HEASARC para la NASA, ISAC en Italia y UKDC en el Reino Unido .
Retraso desde la detección | Operación a bordo del satélite | Operación terrestre |
---|---|---|
0 s | Detección de ráfagas de rayos gamma por el instrumento BAT | |
10 s | Inicio de la rotación del satélite para apuntar sus instrumentos hacia la fuente | |
Años 20 | Localización de la ráfaga por BAT emitida por GCN | |
Años 90 | Los instrumentos XRT y UVOT apuntan hacia la fuente | |
95 s | Primera imagen obtenida por XRT Localización de la fuente por XRT |
Curva de luz BAT difundida por GCN Localización de la ráfaga por XRT difundida por GCN |
120 s | ||
250 s | Fin del mapeo óptico por UVOT | |
300 s | Cartografía óptica difundida por la GCN | |
1200 s | Colección de fin de espectro por XRT | |
1212 segundos | Espectros XRT dispersos | |
7200 segundos | Fin de la secuencia de observación con el telescopio UVOT | |
Aproximadamente 10,000 s | Vuelo sobre la estación terrestre de Malindi | Recuperación de datos recopilados Posiblemente envío de un nuevo programa de observación |
Casi todos los años, los datos recopilados por el observatorio espacial conducen al descubrimiento de un nuevo fenómeno astronómico. El observatorio detecta alrededor de un centenar de nuevos estallidos de rayos gamma anualmente.
Inventario y tipología de explosiones de rayos gammaNinguna estrella de la población III (categoría hipotética de estrellas que aparecieron inmediatamente después del Big Bang) pudo ser identificada por Swift, pero el telescopio espacial permite detectar gracias al estallido GRB 090423 el objeto celeste más distante jamás identificado en el momento de su aparición. descubrimiento. Esto es 13.035 mil millones de años luz de la Tierra ( corrimiento al rojo de 8.2) o 630 millones de años después del Big Bang o 230 millones de años después del inicio de la formación estelar (fin de la edad oscura ).
Inventario de fenómenos transitoriosSwift es la nave espacial que ha mostrado la mayor eficiencia en la identificación de fenómenos transitorios:
A finales de 2014, Swift seguía siendo el observatorio espacial operativo más eficiente para detectar fenómenos astronómicos transitorios gracias a la amplia cobertura espectral de sus instrumentos, la precisión de la ubicación de las fuentes por ellos y su capacidad para adaptar rápidamente su programa de observación. Dado su estado de salud, Swift tiene la capacidad de continuar sus investigaciones hasta mediados de la década de 2020. Sin embargo, Swift carece de ciertas capacidades para cumplir con los objetivos científicos ahora asociados con los estallidos de rayos gamma:
La NASA realiza varios borradores sobre el sucesor Swift teniendo en cuenta estos nuevos objetivos, pero ninguno ha recibido financiación:
Por su parte, la Agencia Espacial Europea propone dos proyectos relacionados con estallidos de rayos gamma para la misión M4 (lanzamiento en 2025) de su programa científico Cosmic Vision , THESEUS y LOFT, pero ninguno ha superado la etapa previa. lugar en 2015. La misión ATHENA (telescopio X programado para su lanzamiento en 2031) debería contribuir indirectamente al estudio de las explosiones de rayos gamma más antiguas.
La Francia y de China desarrollan juntos SVOM , una nave espacial más pequeña que el mismo concepto que Swift con el rendimiento más bajo (por ejemplo, precisión de la posición gamma es de 16 minutos de arco en lugar de 4) pero con características adicionales. SVOM, que entrará en funcionamiento alrededor de 2021, tiene como Swift un telescopio gamma de gran angular (ECLAIR), un telescopio de rayos X que utiliza nueva tecnología (microcanales) y un telescopio que opera en luz visible. Incorpora capacidad de observación en el infrarrojo cercano (pero el ultravioleta está excluido del espectro observado), monitorización de radiación gamma dura ( 500 keV ) sobre un campo óptico ampliado gracias al transporte de un cuarto instrumento.