El espectrógrafo de orígenes cósmicos (COS) es un instrumento científico que se instaló en el telescopio espacial Hubble durante la misión de servicio 4 ( STS-125 ) en mayo de 2009. Está diseñado para espectroscopía ultravioleta (90–320 nm) de fuentes puntuales débiles con una poder de resolución de ≈1.550–24.000. Los objetivos científicos incluyen el estudio de los orígenes de la estructura a gran escala del universo, la formación y evolución de las galaxias y el origen de los sistemas estelares y planetarios y del medio interestelar frío. COS fue desarrollado y construido por el Centro de Astrofísica y Astronomía Espacial (CASA-ARL) de la Universidad de Colorado en Boulder y Ball Aerospace and Technologies Corporation en Boulder, Colorado .
COS se instala en la bahía de instrumentos axiales anteriormente ocupada por el instrumento de Reemplazo Axial del Telescopio Espacial de Óptica Correctiva ( COSTAR ), y está destinado a complementar el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial ( STIS ) que fue reparado durante la misma misión. Mientras que STIS opera en un rango de longitud de onda más amplio, COS es muchas veces más sensible en los rayos UV. [1] [2]
El espectrógrafo Cosmic Origins es un espectrógrafo ultravioleta optimizado para alta sensibilidad y resolución espectral moderada de objetos compactos (puntiagudos) (estrellas, cuásares, etc.). COS tiene dos canales principales, uno para espectroscopia ultravioleta lejana (FUV) que abarca entre 90 y 205 nm y otro para espectroscopia ultravioleta cercana (NUV) que abarca entre 170 y 320 nm. El canal FUV puede funcionar con una de las tres rejillas de difracción , el NUV con una de cuatro, proporcionando espectros de resolución baja y media (tabla 1). Además, COS tiene un modo de imagen NUV de campo de visión estrecho destinado a la adquisición de objetivos. [2]
Una técnica clave para lograr una alta sensibilidad en el FUV es minimizar la cantidad de ópticas. Esto se hace porque las eficiencias de reflexión y transmisión de FUV suelen ser bastante bajas en comparación con lo que es común en longitudes de onda visibles. Para lograr esto, el canal COS FUV utiliza una óptica única (seleccionable) para difractar la luz del HST, corregir la aberración esférica del Hubble , enfocar la luz difractada en el detector FUV y corregir el astigmatismo típico de este tipo de instrumento. Dado que la corrección de la aberración se realiza después de que la luz pasa al instrumento, la entrada al espectrógrafo debe ser una apertura extendida, en lugar de la tradicional rendija de entrada estrecha, para permitir que toda la imagen aberrada del HST desde una fuente puntual ingrese al instrumento. La apertura de entrada de 2,5 segundos de arco de diámetro permite que ≈ 95% de la luz de fuentes compactas entre en COS, lo que produce una alta sensibilidad a la resolución de diseño para fuentes compactas.
El desempeño posterior al lanzamiento estuvo muy a la altura de las expectativas. La sensibilidad del instrumento está cerca de los valores de calibración previos al lanzamiento y el fondo del detector es excepcionalmente bajo (0,16 recuentos por elemento de resolución cada 1000 segundos para el detector FUV y 1,7 recuentos por elemento de resolución cada 100 segundos para el detector NUV). La resolución FUV es ligeramente inferior a las predicciones previas al lanzamiento debido a errores de pulido de frecuencia media en el espejo primario del HST, mientras que la resolución NUV supera los valores previos al lanzamiento en todos los modos. Gracias al número mínimo de reflexiones, el modo G140L y los ajustes de longitud de onda central G130M agregados después de 2010, pueden observar luz en longitudes de onda de hasta ~90 nm, y más cortas, a pesar de la muy baja reflectividad de la óptica recubierta de MgF 2 en estas longitudes de onda.
El espectrógrafo Cosmic Origins está diseñado para permitir la observación de objetivos UV débiles y puntuales con una resolución espectral moderada, lo que permite a COS observar estrellas calientes ( estrellas OB , enanas blancas , variables cataclísmicas y estrellas binarias ) en la Vía Láctea y observar el Características de absorción en los espectros de núcleos galácticos activos . También están previstas observaciones de objetos extendidos. La espectroscopia proporciona una gran cantidad de información sobre objetos astronómicos distantes que no se puede obtener mediante imágenes:
La espectroscopia se encuentra en el corazón de la inferencia astrofísica. Nuestra comprensión del origen y la evolución del cosmos depende fundamentalmente de nuestra capacidad para realizar mediciones cuantitativas de parámetros físicos como la masa total, la distribución, los movimientos, las temperaturas y la composición de la materia en el Universo. Se puede obtener información detallada sobre todas estas propiedades a partir de datos espectroscópicos de alta calidad. Para objetos distantes, algunas de estas propiedades (por ejemplo, movimientos y composición) sólo pueden medirse mediante espectroscopia.
La espectroscopía ultravioleta (UV) proporciona algunos de los datos de diagnóstico más fundamentales necesarios para discernir las características físicas de planetas, estrellas, galaxias y materia interestelar e intergaláctica. El UV ofrece acceso a características espectrales que proporcionan información de diagnóstico clave que no se puede obtener en otras longitudes de onda. [3]
La obtención de espectros de absorción de gas interestelar e intergaláctico constituye la base de muchos de los programas científicos de COS. Estos espectros abordarán cuestiones como cómo se formó la Red Cósmica , cuánta masa se puede encontrar en el gas interestelar e intergaláctico, y cuál es la composición, distribución y temperatura de este gas. En general, COS abordará preguntas como: [4]
Algunos programas específicos incluyen los siguientes:
Estructura a gran escala de la materia bariónica : con su alta sensibilidad espectroscópica FUV, COS es especialmente adecuado para explorar el bosque Lyman-alfa . Este es el 'bosque' de espectros de absorción que se observa en los espectros de galaxias distantes y quásares causados por nubes de gas intergalácticas, que pueden contener la mayor parte de la materia bariónica del universo. Debido a que las líneas de absorción más útiles para estas observaciones se encuentran en el ultravioleta lejano y las fuentes son débiles, se necesita un espectrógrafo FUV de alta sensibilidad con una amplia cobertura de longitud de onda para realizar estas observaciones. Al determinar el corrimiento al rojo y el ancho de línea de los absorbentes intermedios, COS podrá mapear la temperatura, densidad y composición de la materia bariónica oscura en la Red Cósmica .
Medio intergaláctico cálido-caliente : los estudios de líneas de absorción de gas altamente ionizado (caliente) ( O IV, N V, etc.) y Lyman-alfa amplio explorarán el estado de ionización y la distribución del gas intergaláctico caliente.
Estructura de la Gran Muralla : Los núcleos galácticos activos de fondose utilizarán para estudiar los absorbentes intergalácticos para estimar su tamaño transversal y densidad física y determinar cómo se correlaciona la distribución del material con las distribuciones de galaxias cercanas en la Gran Muralla CFA2.
Reionización He II : Se utilizará helio ionizado altamente desplazado al rojoproceso de reionización con un desplazamiento al rojo (z) de ≈ 3.
COS tiene dos canales, el ultravioleta lejano (FUV) que cubre entre 90 y 205 nm y el ultravioleta cercano (NUV) que cubre entre 170 y 320 nm. Todas las ópticas COS son reflectantes (excepto el filtro de apertura de objetos brillantes y los clasificadores de pedidos NUV) para maximizar la eficiencia y evitar la aberración cromática . Los principales modos de observación de COS se resumen en la tabla 1.
La luz del Telescopio Espacial Hubble ingresa al instrumento a través de la Apertura Científica Primaria (PSA) o la Apertura de Objetos Brillantes (BOA). El BOA introduce un filtro de densidad neutra en el camino óptico que atenúa la luz en aproximadamente un factor de cien (cinco magnitudes astronómicas ). Ambas aperturas son de gran tamaño (apertura clara de 2,5 segundos de arco), lo que permite que más del 95% de la luz de una fuente puntual ingrese al espectrógrafo .
Después de pasar por el PSA o BOA, la luz viaja a una de las ópticas en la primera de las dos ruedas de selección óptica, ya sea una de las tres rejillas de difracción FUV o el primero de los espejos de colimación NUV (tabla 1), dependiendo de si un FUV , NUV o canal de adquisición de objetivos. Todas las ópticas de la primera rueda tienen un perfil asférico para corregir la aberración esférica del Hubble .
El canal FUV tiene dos modos de espectroscopia de resolución media y uno de baja. Los canales FUV son espectrógrafos Rowland Circle modificados en los que una única rejilla de difracción cóncava asférica reglada holográficamente enfoca y difracta simultáneamente la luz entrante y corrige tanto la aberración esférica del HST como las aberraciones introducidas por el diseño extremo fuera de Rowland. La luz difractada se enfoca en un detector de placa de microcanal de línea de retardo cruzado de 170x10 mm . El área activa del detector FUV está curvada para coincidir con la superficie focal del espectrógrafo y está dividida en dos segmentos físicamente distintos separados por un pequeño espacio.
El canal NUV tiene tres modos de espectroscopia de resolución media y uno de baja, así como un modo de imagen con un campo de visión sin viñeteado de aproximadamente 1,0 segundo de arco. Los canales NUV utilizan un diseño Czerny-Turner modificado en el que se alimenta luz colimada a la rejilla seleccionada, seguida de tres espejos de cámara que dirigen la luz difractada hacia tres franjas separadas en un detector MAMA (Multi Anode Microchannel Array) de 25 × 25 mm. El modo de imagen está destinado principalmente a la adquisición de objetivos. [2]
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