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1Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Observación Astronómica1

INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICAINSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA –– MásterMáster AstrofísicaAstrofísica

Telescopios deTelescopios dealtas energíasaltas energías

TELESCOPIOS DE ALTAS ENERGÍAS

• Astronomía en el UV

• Astronomía en rayos X

• Telescopios de Incidencia rasante

• Microporos

• Máscaras codificadas

• Telescopios gamma

• Lentes de Laue

• Detectores

• El Universo en altas energías

Introducción: el espectro electromagnético

Infrarrojo: Universo frío – templado, <1000 K polvo interestelar, protoestrellas, moléculas…

• Óptico - UV: Universo caliente, 1.000 – 100.000 K emisión estelar, transiciones atómicas,…

Rayos X - γ: Universo extremo, > 106 K gas muy caliente, objetos supercompactos,

discos de acreción, transiciones nucleares, aniquilación de antimateria….

• Debido a la expansión del Universo, la emisión de las galaxias más jóvenes se ha desplazado hacia el rojo por un factor próximo a 10!!

del UV (1.000 Å) al infrarrojo cercano (1 µm).

Un poco de historia

• Años 60: primeros detectores en el espacio.

• Años 70: misiones HEAO, Cos B,…. Observatorio Einstein.

• Años 80: misiones más sofisticadas, como EXOSAT.

• Años 90: auténticos observatorios orbitales, como ROSAT, CGRO, ASCA, BeppoSAX, Chandra, XMM-Newton, …

• Siglo XXI: misiones más sofisticadas, como INTEGRAL, SWIFT, Suzako….

Un poco de historia (1960-1980)

Un poco de historia (1970-2010)

Un poco de historia

Año No. Fuentes X Basado en

1960 1 (Sol) Desde 1948 1962 1+1 (Sco X-1) Experimentos en cohete1965 10 Experimentos en cohete1970 60 Experimentos en cohete y globos1974 160 3er Catálogo Uhuru 1980 680 Catálogo Amnuel et al. (1982)1984 840 Catálogo HEAO A-11990 8,000 Catálogos de fuentes Einstein & EXOSAT2000 220,000 Catálogos de fuentes ROSAT2005 <1,000,000 XMM-Newton + Chandra2010 ~3,000,000 Previstos

Astronomía en el UV extremo

• EUV (Extreme Ultraviolet) 100 - 1000Å

Situado entre UV lejano y rayos X blandos.

Óptimo para estudiar

Gas caliente 105-106K

Características espectrales del HeI y HeII:

continuo de emisión

líneas de resonancia HeI …504Å, HeII …228Å

Características espectrales de elementos muy ionizados (FeXII…)

• Extinción atmosféricaFotoabsorción total por N2, O2 y O

• Absorción del gas interestelar

Densidad H, cm-3 nH~1 cm-3

Sección eficaz del H σ~10-18 cm2

Recorrido libre medio, cm τ~0.4 pc

• 100 - 1000Å: El UV inobservable

Fuentes astronómicas:• Recombinación de e- en un plasma ópticamente delgado: ELs

Coronas activasVientos de estrellas masivasRemanentes de SNCúmulos de galaxias

• Emisión térmica (plasma ópticamente grueso): Cont + ELsEnanas blancasEstrellas de PNsEstrellas de neutronesBinarias cataclísmicas

Medio interestelar

Fondo cósmico EUV

Lyα1216Å

HeII304Å

CIII977Å

Lyβ1026Å

El Sol en FUV

Detectores en el EUV

• Película fotográfica en órbita

• Contador proporcional (Geiger)Tubo sellado con gas inerteCable central a alto voltajeFotón, e- y cascada prop E

• FotomultiplicadorTubo sellado con fotocátodoFotón, e- y cascada

Detectores en el EUV

• Placas microcanal

• XUVT Apollo-Soyuz 1975

“Colector de luz”

Espejos parabólicos concéntricos recubiertos de Oro

Fotomultiplicadores con 2.5º y 4.3º FOV

Rueda de filtros

• EUVE Satélite Extreme UV Explorer

1992- 2001, NASA

Placas microcanales

70 - 760Å, All-sky survey (801 objetos) y observaciones dedicadas

• ROSAT Röntgensatellit, 83cm Rayos X y EUV

1990-1999, Alemania/USA/UKPrimer All-sky survey

Misiones en el EUV

Astronomía en el UV cercano

Estrellas jóvenes y masivas

UV upturn en Elípticas: EstrellasHB ricas en metales relativamentejóvenes o estrellas más viejas pobresen metales

Astronomía en el UV cercano

Observaciones desde tierra en el ópticorealmente muestran el UV de galaxias lejanasen el sistema de referencia en reposo:

λλobs = λλo × (1+z)

JJIRVU H KB

International UV Explorer (IUE)

• Satélite 45cm

1150 – 3350 Å1978-1996Espectroscopía UV

Logros científicos:Auroras en JúpiterAzufre en un cometaPérdida de agua en cometasB fuertes en estrellas peculiaresMasa de una estrella WRVientos estelares en otras estrellasPrimer progenitor de SN (1987a)Manchas en otras estrellasAnillo en torno a SN1987aEstrellas activas en otras galaxiasDetección directa de halos galácticosTamaños de AGNs tipo SyAbundancias del IGM

• Satélite 50cm, f/6, RC modificado

Abril 2003 - 2007?

órbita 700km, i=29º

Imagen en Ultravioleta

Espectroscopía sin rendija

Campo circular de 1.2º de diámetroFWHM (FUV=3.5”; NUV=5”)

Espejo Primario (50 cm)

Espejo Secundario (22 cm)

“Galaxy evolution explorer”

Optimizado para exploraciones

Imagen simultánea en NUV y FUV

Banda rango-λ cen-λ Zp FWHM

FUV: 1344-1786 Å 1528 Å 18.8 4”5

NUV: 1771-2831 Å 2271 Å 20.1 6”0

MCP con poros de ~5 µm

Foto-cátodo

ventana

Placa micro-canal

Observación de objetos brillantes

Reduce los efectos de “pixeles”

defectuosos o calientes

Ventajas:

Necesidad de reconstruir la trayectoria del satélite

Complica la reducción de los datos

Inconvenientes:

Estrategia de observación

Astronomía en rayos X

• 10 - 100ÅGas caliente 106-108K

Coronas estelaresRemanentes compactosCuasares y cúmulos de galaxias (CXB)GRBs

•Einstein 58cm

• Exosat 28cm

• ASCA 40cm

• ROSAT 83cm

1990-1999• XMM-Newton

• Chandra

Principios de detección en rayos X

• Focalización. Los rayos X penetran los materiales• Incidencia rasanteConfiguración geométrica de Wolter

- Espejo de sección parabólica- Prolongación de sección hiperbólica

Focal grande (~7m) para eficacia a altas energías

Los rayos X son desviados enincidencia rasante para focalizar en el plano focal

• Los espejos se situan en capas cilíndricasLa superficie colectora final depende del número de capas

Telescopios de incidencia rasante

Espejos de Chandra

Espejos de XMM desde dentro

• X-ray Multi-Mirror NewtonObservatorio Agencia Europea del Espacio (ESA)Propuesto en 1984lanzado el 10/12/1999Órbita terrestre muy excéntrica (7000km x114,000km, i=40º) para evitar cinturones de Van-Allen Período orbital de 48hControl desde VILSPA, datos en XMM-Newton Survey Science Centre (uni Licester, UK)

10m largo, 16m ancho, 3.8tnNave similar a la de ISO e INTEGRALMisión de 2 años prolongada +8 años

Misión XMM-Newton

• 3 telescopios en rayos X3x58 espejos concéntricos nickel recubierto de oro, incidencia rasante

entre 0.5 y 1mm de separaciónDiámetro mínimo de 30cm, máximo 70cm, longitud 60cmDistancia focal 7.5mDetectores CCD optimizados para rayos X y espacio (poco sensibles a CRs)

Monitor óptico (OM) con detectores CCD

Misión XMM-Newton

• EPIC-PN 1 (European Photon Imaging Camera)100% fotones del telescopioMosaico de 12 CCDs de 200x64 150µm/pixel, 4”1/pixel, 30arcmin FOVTecnología p-n, -90ºC0.15 – 15 keV

Misión XMM-Newton

• EPIC-MOS 2 & 3, cámara en rayos X40% fotones del telescopioMosaico de 7 CCDs de 600x600, -120ºC40µm/pixel, 1”1/pixelTecnología MOS (Metal-Oxyde-Semiconductor)Exptime ~40 ks~10-15 erg cm-2 s-1 (0.1-10 keV)

• RGS 1 & 2, espectrómetro en rayos X40% fotones del telescopio van a una rejilla de 202 líneas

Mosaico de 9 CCDs de 1024x384, -110ºC27µm/pixel, 1”1/pixel, 5arcmin FOVBanda de energía entre 0.35 a 2.5 keV (de 5 a 38Å)R=290 para 10Å, R=520 para 20Å, R=800 para 35ÅMejor resolución espectral que Chandra

Misión XMM-Newton

• OMC, monitor óptico30cm f/12.7 Ritchey-ChretienPlaca microcanal+CCD B=20.7 en 1000s17x17arcmin FOV1700Å a 6500Å

Misión XMM-Newton

dMe Star

QSOz=0.565

Sy 2z=0.238

NGC 4291z=0.0058

QSOz=2.649

Sy 1z=0.330

AXIS (Barcons, Carrera et al. 2002)

• Chandra 120cm

2002, NASA

Mejor resolución espacial (3” FWHM)

Chandra DF

Esquema de Chandra

• ULXs

Fuentes ultra-luminosasVariabilidad de horas10-1,000x estrellas binarias XBHs intermedios, masas ~10,000M

Núcleos de galaxias canibalizadas??Fusión de BHs estelares??

M7494,000sChandra

Telescopios de incidencia rasante: microporos

Esta tecnología permite reducir la masa por un factor 10x

Prototipos para la misión XEUS.

Concepto actual de la misión XEUS (2020?)

Telescopios de incidencia rasante: comparación

Concepto actual de la misión XEUS (2020?)

LEG+HEG

XEUS2015

Con-X2016

XMM (1 tel)1999

Simbol-X2011?

Chandra1999

Astro-E2 XRS2005

ROSAT1990

Máscaras codificadas

• Están basadas en el principio de la cámara oscura con un pequeño agujero, si bien se aumenta al máximo el área abierta para maximizar el área colectora.

• Precisas para energías > 10 keV

• Una fuente puntual produce un patrón de sombras conocido sobre el detector, en función de su ángulo de incidencia.

• Conociendo el patrón característico de la máscara, es posible reconstruir la posición de las fuentes a partir del diagrama de sombras total.

• Se puede alcanzar una resolución de 1’-10’.

Máscaras codificadas: INTEGRAL

INTEGRAL: Máscara del espectrómetro SPI

INTEGRAL: Máscara de la cámara de imagen IBIS

Lentes de Laue

• Están basadas en la difracción de Laue al atravesar un cristal con unas condiciones muy específicas.

• Ofrecen una gran área efectiva, al actuar como una lente colectora.

• La difracción depende la longitud de onda: sólo se pueden diseñar para unas líneas de emisión específicas.

Lentes de Laue

• Los primeros prototipos (CLAIRE) se han probado ya en globo.

• Se está diseñando un observatorio basado en esta técnica (MAX)

Lentes de Laue

• Los primeros prototipos (CLAIRE) se han probado ya en globo.

• Se está diseñando un observatorio basado en esta técnica (MAX)

Detectores

• 0.1 – 10 keV: CCDs específicos para rayos X. • > 10 keV: cámaras de gas o matrices

bidimensionales de semiconductores ( CdZ, CdZTe, CsI, Ge,….)

• Calorímetros (Suzaku) • > 1 MeV: detectores de efecto Compton…

Detectores

Una característica fundamental de los detectores de altas energías es que proporcionan simultáneamente para cada fotón incidente:

– Posición en el detector– Energía

– Tiempo de llegada

De esta manera se obtienen imágenes, espectros (de resolución baja) y curvas de luz.

57Instrumentación Astronómica - Jaime Zamorano & Jesús Gallego - Físicas UCM - Observación Astronómica57High Energy detectors (CdZ)DEPFET Active Pixel Array

τ=C/Gheat capacity C

T=10-30mK

TES-CalorimetersX-ray CCDs

Astronomía de rayos Gamma

• 1912, Globo radiación penetrante fuera de la atmósfera• 1932, Globo, Millikan RCs a diferentes alturas• 1957, cohete, cinturones de Van Allen• 1959, satélites en órbita• 1977, Voyager 1 y 2• 1975-1982 COS-B

• RG ultraenergéticos• 1991- 2000 Compton GRO

• GRBs• Remanentes de SN• Halo MW en gamma

• 2002, INTEGRAL (ESA, Rusia, USA)• 2 años, 15 KeV - 10 MeV• Espectrómetro de Ge• Cámara con array de CdTe• 9x9 deg FOV, resolución 12 arcmin• Monitores X y óptico

Astronomía de rayos gamma

• Objetos compactos• AGN, Seyfert, cuasares• SN, novas• Centro galáctico• Gamma Ray Bursts

Misiones futuras de altas energías

• Tanto NASA, como ESA como otras agencias espaciales tienen planes ambiciosos para poner en órbita observatorios de altas energías muy sofisticados en los próximos 15 años.

• Por desgracia, la situación financiera puede hacer que varias de estas misiones no lleguen a lanzarse nunca……

3 m25-15”

Constellation-X

XMM-Newton

0.4 m215”

Chandra

0.1 m20.5”

Hoy 2009 2015 – 2020

Astro-E2

0.1 m290”

0.3 m260”

12 m22-5 “

DUO/Nustar ?

ROSITA/Lobster

12 m22-5 arc sec12 m2

2-5 arc sec

SIMBOL-X

CNES/I/D0.06 m2

30 “

SOHOCLUSTER

HERSCHEL

HUYGENSMARS

EXPRESS

SMART1

IRSIDARWIN

GAIALISA

EDDINGTON ?

VENUSEXPRESS

PLANCK

BEPICOLOMBO

ROSETTA ILW

Aurora +

ISO HSTULYSSES CLUSTER II

Mars activitieswith USA

LOBSTER

ROSITA

XMMNEWTON INTEGRAL

SOLARORBITER

SMART 2

Origins Program

Beyond Einstein Program

El Universo de Altas Energías: la Tierra

Auroras boreales vistas por Chandra

El Universo de Altas Energías: la Luna

La Luna vista por ROSAT

El Universo de Altas Energías: Júpiter

El Universo de Altas Energías: Sgr A*

El centro de nuestra Galaxia visto por Chandra

El Universo de Altas Energías: el Centro Galáctico

El centro de nuestra Galaxia visto por INTEGRAL

El Universo de Altas Energías: el Plano Galáctico

El plano de nuestra Galaxia visto por INTEGRAL

El Universo de Altas Energías: elementos radiactivos

Curva de rotación de la Galaxiamedida a partir de la emisión a 1,809 MeV (INTEGRAL)

El Universo de Altas Energías: la antimateria

Emisión a 511 keV producida por la aniquilación de e- y e+ en la región del Centro Galáctico (INTEGRAL)

El Universo de Altas Energías: formación estelar

Regiones de formación estelaren otras galaxias

El Universo de Altas Energías: vientos galácticos

Chorros de gas en M82. T ~ 106 K (azul)

El Universo de Altas Energías: vientos galácticos

NGC 3079

El Universo de Altas Energías: mirando al pasado

Hubble ACS Ultradeep Field XMM-Newton 1 Msec Field

El Universo de Altas Energías: efectos relativistas

• Las observaciones en rayos X han permitido identificar la distorsión relativista de algunas líneas de emisión producidas en material próximo al agujero negro de algunas galaxias activas.

Simulación de un disco de acrecimiento visto casi de canto (i=80º))

Seyfert 1 MCG 6-30-15 (XMM)

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