El International Ultraviolet Explorer ( IUE o Explorer 57 , anteriormente SAS-D) [2] fue el primer observatorio espacial diseñado principalmente para tomar el espectro electromagnético ultravioleta (UV) . El satélite fue un proyecto colaborativo entre la NASA , el Science and Engineering Research Council (SERC, anteriormente UKSRC) del Reino Unido y la Agencia Espacial Europea (ESA), anteriormente Organización Europea de Investigación Espacial (ESRO). La misión fue propuesta por primera vez a principios de 1964, por un grupo de científicos del Reino Unido, y fue lanzada el 26 de enero de 1978, a las 17:36:00 UTC a bordo de un vehículo de lanzamiento Thor-Delta 2914 de la NASA . La vida útil de la misión se estableció inicialmente en 3 años, pero al final, duró 18 años, y el satélite se cerró en 1996. El apagado se produjo por razones financieras, mientras el telescopio todavía funcionaba con una eficiencia cercana a la original.
Fue el primer observatorio espacial operado en tiempo real por astrónomos que visitaron las estaciones terrestres en Estados Unidos y España. Los astrónomos realizaron más de 104.000 observaciones utilizando el IUE, de objetos que abarcaban desde cuerpos del Sistema Solar hasta cuásares distantes . Entre los resultados científicos significativos de los datos del IUE se encuentran los primeros estudios a gran escala de los vientos estelares , mediciones precisas de la forma en que el polvo interestelar absorbe la luz y mediciones de la supernova SN 1987A que demostraron que desafiaba las teorías de evolución estelar tal como estaban entonces. Cuando terminó la misión, se consideró el satélite astronómico más exitoso de la historia. [3]
El ojo humano puede percibir luz con longitudes de onda de entre aproximadamente 350 (violeta) y 700 (rojo) nanómetros . La luz ultravioleta tiene longitudes de onda de entre aproximadamente 10 nm y 350 nm. La luz UV puede ser dañina para los seres humanos y es fuertemente absorbida por la capa de ozono . Esto hace imposible observar la emisión UV de los objetos astronómicos desde la tierra. Sin embargo, muchos tipos de objetos emiten grandes cantidades de radiación UV: las estrellas más calientes y masivas del universo pueden tener temperaturas superficiales lo suficientemente altas como para que la gran mayoría de su luz se emita en el UV. Los núcleos galácticos activos , los discos de acreción y las supernovas emiten radiación UV con fuerza, y muchos elementos químicos tienen fuertes líneas de absorción en el UV, de modo que la absorción UV por el medio interestelar proporciona una poderosa herramienta para estudiar su composición.
La astronomía ultravioleta era imposible antes de la Era Espacial , y algunos de los primeros telescopios espaciales fueron telescopios ultravioleta diseñados para observar esta región previamente inaccesible del espectro electromagnético . Un éxito particular fue el segundo Observatorio Astronómico Orbital ( OAO-2 ), que tenía varios telescopios ultravioleta de 20 cm (7,9 pulgadas) a bordo. Fue lanzado en 1968 y realizó las primeras observaciones ultravioleta de 1200 objetos, en su mayoría estrellas. [4] El éxito del OAO-2 motivó a los astrónomos a considerar misiones más grandes.
El satélite ultravioleta en órbita que finalmente se convirtió en la misión IUE fue propuesto por primera vez en 1964 por el astrónomo británico Robert Wilson . [5] La Organización Europea de Investigación Espacial (ESRO) estaba planeando un Gran Satélite Astronómico (LAS) y había solicitado propuestas de la comunidad astronómica para sus objetivos y diseño. Wilson encabezó un equipo británico que propuso un espectrógrafo ultravioleta , y su diseño fue recomendado para su aceptación en 1966.
Sin embargo, los problemas de gestión y los sobrecostes llevaron a la cancelación del programa LAS en 1968. [5] El equipo de Wilson redujo sus planes y presentó una propuesta más modesta a ESRO, pero esta no fue seleccionada ya que se le dio prioridad al satélite de rayos cósmicos. En lugar de renunciar a la idea de un telescopio ultravioleta en órbita, enviaron sus planes al astrónomo de la NASA Leo Goldberg , y en 1973 los planes fueron aprobados. El telescopio propuesto fue rebautizado como International Ultraviolet Explorer . [5] [6]
El telescopio fue diseñado desde el principio para ser operado en tiempo real, en lugar de por control remoto. Esto requería que fuera lanzado a una órbita geoestacionaria , es decir, una con un período igual a un día sideral de 23 h 56 m. Un satélite en una órbita de este tipo permanece visible desde un punto determinado en la superficie de la Tierra durante muchas horas seguidas, y por lo tanto puede transmitir a una única estación terrestre durante un largo período de tiempo. La mayoría de los observatorios espaciales en órbita terrestre, como el telescopio espacial Hubble , están en una órbita terrestre baja en la que pasan la mayor parte del tiempo operando de forma autónoma porque solo una pequeña fracción de la superficie de la Tierra puede verlos en un momento dado. El Hubble, por ejemplo, orbita la Tierra a una altitud de aproximadamente 600 km (370 mi), mientras que una órbita geoestacionaria tiene una altitud media de 36.000 km (22.000 mi).
Además de permitir comunicaciones continuas con estaciones terrestres, una órbita geoestacionaria también permite observar continuamente una mayor porción del cielo. Como la distancia con respecto a la Tierra es mayor, la Tierra ocupa una porción mucho menor del cielo visto desde el satélite que desde una órbita terrestre baja.
Un lanzamiento a una órbita geoestacionaria requiere mucha más energía para un peso dado de carga útil que un lanzamiento a una órbita terrestre baja. Esto significaba que el telescopio tenía que ser relativamente pequeño, con un espejo primario de 45 cm (18 pulgadas) y un peso total de 312 kg (688 libras). [7] El Hubble, en comparación, pesa 11,1 toneladas y tiene un espejo de 2,4 m (7 pies 10 pulgadas). El telescopio terrestre más grande, el Gran Telescopio Canarias , tiene un espejo primario de 10,4 m (34 pies) de ancho. Un espejo más pequeño significa menos poder de captación de luz y menos resolución espacial, en comparación con un espejo más grande.
Los objetivos declarados del telescopio al inicio de la misión fueron: [8]
El telescopio fue construido como un proyecto conjunto entre la NASA, la ESRO (que se convirtió en la ESA en 1975) y el SERC del Reino Unido. El SERC proporcionó las cámaras Vidicon para los espectrógrafos, así como el software para los instrumentos científicos. La ESA proporcionó los paneles solares para alimentar la nave espacial, así como una instalación de observación terrestre en Villafranca del Castillo , España . La NASA contribuyó con el telescopio, el espectrógrafo y la nave espacial, así como con las instalaciones de lanzamiento y un segundo observatorio terrestre en Greenbelt, Maryland, en el Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC).
Según el acuerdo por el que se establece el proyecto, el tiempo de observación se dividiría entre las agencias contribuyentes: 2/3 para la NASA, 1/6 para la ESA y 1/6 para el SERC del Reino Unido.
El espejo del telescopio era un reflector del tipo de telescopio Ritchey-Chrétien , que tiene espejos primarios y secundarios hiperbólicos . El espejo primario tenía 45 cm (18 pulgadas) de ancho. El telescopio fue diseñado para proporcionar imágenes de alta calidad en un campo de visión de 16 minutos de arco (aproximadamente la mitad del diámetro aparente del Sol o la Luna ). El espejo primario estaba hecho de berilio y el secundario de sílice fundida , materiales elegidos por su peso ligero, costo moderado y calidad óptica.
La instrumentación a bordo consistía en los sensores de error fino (FES), que se utilizaban para apuntar y guiar el telescopio, un espectrógrafo de alta resolución y otro de baja resolución, y cuatro detectores.
Había dos sensores de error fino (FES, por sus siglas en inglés) y su primer propósito era obtener imágenes del campo de visión del telescopio en luz visible . Podían detectar estrellas de magnitud hasta 14 , aproximadamente 1500 veces más débiles que las que se pueden ver a simple vista desde la Tierra . La imagen se transmitía a la estación terrestre, donde el observador verificaba que el telescopio apuntaba al campo correcto y luego adquiría el objeto exacto que se iba a observar. Si el objeto que se iba a observar era más débil que la magnitud 14, el observador apuntaba el telescopio a una estrella que se pudiera ver y luego aplicaba desplazamientos "ciegos", determinados a partir de las coordenadas de los objetos. La precisión del apuntamiento era generalmente mejor que 2 segundos de arco para los desplazamientos ciegos [9].
Las imágenes de adquisición FES eran la única capacidad de obtención de imágenes del telescopio; para las observaciones ultravioleta, solo registraba el espectro . Para ello, estaba equipado con dos espectrógrafos. Se llamaban Espectrógrafo de Longitud de Onda Corta (SWS) y Espectrógrafo de Longitud de Onda Larga (LWS) y cubrían rangos de longitud de onda de 115 a 200 nanómetros y de 185 a 330 nm respectivamente. Cada espectrógrafo tenía modos de alta y baja resolución, con resoluciones espectrales de 0,02 y 0,60 nm respectivamente. [10]
Los espectrógrafos podían utilizarse con cualquiera de las dos aberturas. La abertura más grande era una ranura con un campo de visión de aproximadamente 10 × 20 segundos de arco; la abertura más pequeña era un círculo de unos 3 segundos de arco de diámetro. La calidad de la óptica del telescopio era tal que las fuentes puntuales aparecían con un diámetro de unos 3 segundos de arco, por lo que el uso de la abertura más pequeña requería una orientación muy precisa y no necesariamente capturaba toda la luz del objeto. Por lo tanto, la abertura más grande era la más utilizada, y la abertura más pequeña solo se utilizaba cuando el campo de visión más grande hubiera contenido emisiones no deseadas de otros objetos. [10]
Había dos cámaras para cada espectrógrafo, una designada como primaria y la segunda como redundante en caso de falla de la primera. Las cámaras se denominaban LWP, LWR, SWP y SWR, donde P significa principal, R redundante y LW/SW longitud de onda larga/corta . Las cámaras eran cámaras de televisión , sensibles solo a la luz visible, y la luz recogida por el telescopio y los espectrógrafos caía primero sobre un convertidor de UV a visible. Este era un cátodo de cesio - telurio , que era inerte cuando se exponía a la luz visible, pero que emitía electrones cuando era alcanzado por fotones UV debido al efecto fotoeléctrico . Los electrones eran luego detectados por las cámaras de televisión. La señal podía integrarse durante muchas horas, antes de transmitirse a la Tierra al final de la exposición. [7]
El IUE fue lanzado desde el Centro Espacial Kennedy , Florida , en un vehículo de lanzamiento Thor-Delta, el 26 de enero de 1978. [11] Fue lanzado a una órbita de transferencia , desde la cual su vehículo de lanzamiento a bordo lo lanzó a su órbita geoestacionaria planificada. La órbita estaba inclinada 28,6° con respecto al ecuador de la Tierra y tenía una excentricidad orbital de 0,24, lo que significa que la distancia del satélite a la Tierra variaba entre 25.669 km (15.950 mi) y 45.887 km (28.513 mi). [7] La trayectoria terrestre estaba centrada inicialmente en una longitud de aproximadamente 70° Oeste.
Los primeros 60 días de la misión fueron designados como el período de puesta en servicio. Este se dividió en tres etapas principales. En primer lugar, tan pronto como se encendieron sus instrumentos, el IUE observó un pequeño número de objetos de alta prioridad, para asegurarse de que se habían tomado algunos datos en caso de un fallo temprano. El primer espectro, de la estrella Eta Ursae Majoris , se tomó con fines de calibración tres días después del lanzamiento. [11] Las primeras observaciones científicas se centraron en objetos como la Luna , los planetas desde Marte hasta Urano , estrellas calientes como Eta Carinae , estrellas gigantes frías como Epsilon Eridani , el candidato a agujero negro Cygnus X-1 y galaxias como Messier 81 (M81) y Messier 87 (M87). [12] [13] [14] [15] [16]
Luego, se probaron y optimizaron los sistemas de la nave espacial. Se enfocó el telescopio y se probaron las cámaras principal y redundante en ambos canales. Se descubrió que la cámara SWR no funcionaba correctamente, por lo que se utilizó la cámara SWP durante toda la misión. Inicialmente, esta cámara sufría un ruido electrónico significativo, pero se atribuyó a un sensor utilizado para alinear el telescopio después del lanzamiento. Una vez que se apagó este sensor, la cámara funcionó como se esperaba. [11] Luego, se ajustaron las cámaras para obtener el mejor rendimiento y se evaluó y optimizó el rendimiento de giro y guía del telescopio [17].
Finalmente, se estudió y caracterizó la calidad de la imagen y la resolución espectral, y se calibró el rendimiento del telescopio, los espectrógrafos y las cámaras utilizando observaciones de estrellas bien conocidas . [17] Una vez completadas estas tres fases, la "fase rutinaria" de operaciones comenzó el 3 de abril de 1978. Las operaciones de optimización, evaluación y calibración estaban lejos de completarse, pero el telescopio se entendía lo suficientemente bien como para comenzar las observaciones científicas de rutina. [17]
El uso del telescopio se dividió entre la NASA, la ESA y el Reino Unido en proporción aproximada a sus contribuciones relativas a la construcción del satélite: dos tercios del tiempo estaban disponibles para la NASA, y una sexta parte para la ESA y el Reino Unido. El tiempo del telescopio se obtenía mediante la presentación de propuestas, que se revisaban anualmente. Cada una de las tres agencias consideraba por separado las solicitudes para el tiempo de observación que se le asignaba. [18] Los astrónomos de cualquier nacionalidad podían solicitar tiempo de telescopio, eligiendo la agencia a la que preferían presentar la solicitud. Si a un astrónomo se le concedía tiempo, entonces, cuando se programaban sus observaciones, viajaba a las estaciones terrestres que operaban el satélite, de modo que pudiera ver y evaluar sus datos a medida que se tomaban. Este modo de funcionamiento era muy diferente de la mayoría de las instalaciones espaciales, para las que los datos se toman sin que el astrónomo en cuestión aporte información en tiempo real, y en cambio se parecía al uso de telescopios terrestres.
Durante la mayor parte de su vida útil, el telescopio funcionó en tres turnos de ocho horas cada día, dos desde la estación terrestre estadounidense en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard en Maryland y uno desde la estación terrestre de la ESA en Villanueva de la Cañada cerca de Madrid . [19] Debido a su órbita elíptica, la nave espacial pasaba parte de cada día en los cinturones de radiación de Van Allen , tiempo durante el cual las observaciones científicas sufrían un mayor ruido de fondo. Este tiempo ocurría durante el segundo turno estadounidense cada día y generalmente se usaba para observaciones de calibración y "limpieza" de la nave espacial, así como para observaciones científicas que podían realizarse con tiempos de exposición cortos. [20] Los traspasos transatlánticos dos veces al día requerían contacto telefónico entre España y Estados Unidos para coordinar el cambio. Las observaciones no se coordinaban entre las estaciones, de modo que los astrónomos que asumían el control después del traspaso no sabían hacia dónde apuntaría el telescopio cuando comenzaba su turno. Esto a veces significaba que los turnos de observación comenzaban con una maniobra de apuntado prolongada, pero permitía la máxima flexibilidad en la programación de los bloques de observación.
Los datos se transmitieron a la Tierra en tiempo real al final de cada observación científica. La lectura de la cámara formó una imagen de 768 × 768 píxeles , y el convertidor analógico a digital dio como resultado un rango dinámico de 8 bits . [7] Luego, los datos se transmitieron a la Tierra a través de uno de los seis transmisores de la nave espacial; cuatro eran transmisores de banda S , colocados en puntos alrededor de la nave espacial de tal manera que sin importar su actitud, uno podía transmitir al suelo, y dos eran transmisores de muy alta frecuencia (VHF), que podían mantener un ancho de banda menor , pero consumían menos energía y también transmitían en todas las direcciones. Los transmisores VHF se utilizaron cuando la nave espacial estaba a la sombra de la Tierra y, por lo tanto, dependía de la energía de la batería en lugar de la energía solar. [21]
En condiciones normales de funcionamiento, los observadores podían mantener el telescopio en posición y esperar aproximadamente 20 minutos a que se transmitieran los datos, si querían tener la opción de repetir la observación, o podían desplazarse hasta el siguiente objetivo y luego iniciar la transmisión de datos a la Tierra mientras observaban el siguiente objetivo. Los datos transmitidos se utilizaban únicamente para fines de "evaluación rápida", y el personal del IUE realizaba la calibración completa más tarde. A continuación, los astrónomos recibían sus datos en cinta magnética por correo postal, aproximadamente una semana después del procesamiento. A partir de la fecha de la observación, los observadores tenían un período de seis meses durante el cual sólo ellos tenían acceso a los datos. Después de seis meses, se hacían públicos. [22]
El IUE permitió a los astrónomos observar por primera vez la luz ultravioleta de muchos objetos celestes y se utilizó para estudiar objetos que abarcaban desde planetas del Sistema Solar hasta cuásares distantes. Durante su vida útil, cientos de astrónomos observaron con el IUE y, durante su primera década de operaciones, se publicaron más de 1500 artículos científicos revisados por pares basados en datos del IUE. Nueve simposios de la Unión Astronómica Internacional (UAI) se dedicaron a discutir los resultados del IUE. [23]
Se observaron todos los planetas del Sistema Solar , excepto Mercurio ; el telescopio no pudo apuntar a ninguna parte del cielo dentro de los 45° del Sol, y la mayor distancia angular de Mercurio al Sol es de sólo unos 28°. Las observaciones de Venus realizadas por el IUE mostraron que la cantidad de monóxido de azufre y dióxido de azufre en su atmósfera disminuyó en gran medida durante la década de 1980. [24] La razón de esta disminución aún no se entiende completamente, pero una hipótesis es que una gran erupción volcánica había inyectado compuestos de azufre en la atmósfera, y que estaban disminuyendo después del final de la erupción. [25]
El cometa Halley alcanzó el perihelio en 1986 y fue observado intensamente con el IUE, así como con un gran número de otras misiones terrestres y satelitales. Los espectros ultravioleta se utilizaron para estimar la velocidad a la que el cometa perdió polvo y gas, y las observaciones del IUE permitieron a los astrónomos estimar que un total de 3×10 8 toneladas de agua se evaporaron del cometa durante su paso por el Sistema Solar interior. [26]
Algunos de los resultados más significativos del IUE se obtuvieron en el estudio de las estrellas calientes. Una estrella que es más caliente que unos 10.000 K emite la mayor parte de su radiación en el ultravioleta, y por lo tanto, si sólo se la puede estudiar en luz visible, se pierde una gran cantidad de información. La gran mayoría de las estrellas son más frías que el Sol, pero la fracción que es más caliente incluye estrellas masivas y muy luminosas que arrojan enormes cantidades de materia al espacio interestelar, y también estrellas enanas blancas , que son la etapa final de la evolución estelar para la gran mayoría de las estrellas y que tienen temperaturas tan altas como 100.000 K cuando se forman por primera vez.
El IUE descubrió muchos casos de enanas blancas compañeras de estrellas de secuencia principal . Un ejemplo de este tipo de sistema es Sirio , y en longitudes de onda visibles, la estrella de secuencia principal es mucho más brillante que la enana blanca. Sin embargo, en el ultravioleta, la enana blanca puede ser tan brillante o más, ya que su temperatura más alta significa que emite la mayor parte de su radiación en estas longitudes de onda más cortas. En estos sistemas, la enana blanca era originalmente la estrella más pesada, pero ha perdido la mayor parte de su masa durante las últimas etapas de su evolución. Las estrellas binarias proporcionan la única forma directa de medir la masa de las estrellas, a partir de observaciones de sus movimientos orbitales. Por lo tanto, las observaciones de estrellas binarias donde los dos componentes están en etapas tan diferentes de evolución estelar se pueden utilizar para determinar la relación entre la masa de las estrellas y cómo evolucionan. [27]
Las estrellas con masas de alrededor de diez veces la del Sol o más tienen poderosos vientos estelares . El Sol pierde alrededor de 10 −14 masas solares por año en su viento solar , que viaja hasta alrededor de 750 km/s (470 mi/s), pero las estrellas masivas pueden perder hasta mil millones de veces más material cada año en vientos que viajan a varios miles de kilómetros por segundo. Estas estrellas existen durante unos pocos millones de años, y durante este tiempo el viento estelar se lleva una fracción significativa de su masa y juega un papel crucial en determinar si explotan como supernova o no. [28] Esta pérdida de masa estelar se descubrió por primera vez utilizando telescopios a bordo de cohetes en la década de 1960, pero el IUE permitió a los astrónomos observar una gran cantidad de estrellas, lo que permitió los primeros estudios adecuados de cómo la pérdida de masa estelar se relaciona con la masa y la luminosidad. [29] [30]
En 1987, una estrella en la Gran Nube de Magallanes explotó como una supernova . Designada SN 1987A , este evento fue de enorme importancia para la astronomía, ya que fue la supernova conocida más cercana a la Tierra, y la primera visible a simple vista , desde la estrella de Kepler en 1604, antes de la invención del telescopio . La oportunidad de estudiar una supernova mucho más de cerca de lo que nunca antes había sido posible desencadenó intensas campañas de observación en todas las principales instalaciones astronómicas, y las primeras observaciones IUE se realizaron aproximadamente 14 horas después del descubrimiento de la supernova. [31]
Los datos del IUE se utilizaron para determinar que la estrella progenitora había sido una supergigante azul , cuando la teoría esperaba fuertemente una supergigante roja . [32] Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble revelaron una nebulosa que rodeaba a la estrella progenitora que consistía en masa perdida por la estrella mucho antes de explotar; los estudios del IUE de este material mostraron que era rico en nitrógeno , que se forma en el ciclo CNO , una cadena de reacciones nucleares que produce la mayor parte de la energía emitida por estrellas mucho más masivas que el Sol. [33] Los astrónomos dedujeron que la estrella había sido una supergigante roja y había arrojado una gran cantidad de materia al espacio, antes de evolucionar a una supergigante azul y explotar.
El IUE se utilizó ampliamente para investigar el medio interestelar (ISM). El ISM normalmente se observa mirando fuentes de fondo como estrellas calientes o cuásares; el material interestelar absorbe parte de la luz de la fuente de fondo y, por lo tanto, se puede estudiar su composición y velocidad. Uno de los primeros descubrimientos del IUE fue que la Vía Láctea está rodeada por un vasto halo de gas caliente, conocido como corona galáctica . [34] El gas caliente, calentado por rayos cósmicos y supernovas , se extiende varios miles de años luz por encima y por debajo del plano de la Vía Láctea. [35]
Los datos del IUE también fueron cruciales para determinar cómo la luz de fuentes distantes se ve afectada por el polvo a lo largo de la línea de visión. Casi todas las observaciones astronómicas se ven afectadas por esta extinción interestelar , y corregirla es el primer paso en la mayoría de los análisis de espectros e imágenes astronómicas. Los datos del IUE se utilizaron para demostrar que dentro de la galaxia, la extinción interestelar se puede describir bien mediante unas pocas ecuaciones simples. La variación relativa de la extinción con la longitud de onda muestra poca variación con la dirección; solo cambia la cantidad absoluta de absorción. La absorción interestelar en otras galaxias se puede describir de manera similar mediante "leyes" bastante simples. [36] [37] [38]
La IUE aumentó enormemente la comprensión de los astrónomos sobre los núcleos activos de galaxias (AGN). Antes de su lanzamiento, 3C 273 , el primer cuásar conocido, era el único AGN que se había observado en longitudes de onda ultravioleta. Con la IUE, los espectros ultravioleta de los AGN se hicieron ampliamente disponibles.
Un objetivo particular fue NGC 4151 , la galaxia Seyfert más brillante . Poco después del lanzamiento de IUE, un grupo de astrónomos europeos juntó su tiempo de observación para observar repetidamente la galaxia, con el fin de medir las variaciones a lo largo del tiempo de su emisión UV. Descubrieron que la variación UV era mucho mayor que la observada en longitudes de onda ópticas e infrarrojas. Las observaciones de IUE se utilizaron para estudiar el agujero negro en el centro de la galaxia, con una masa estimada entre 50 y 100 millones de veces la del Sol. [39] La emisión UV variaba en escalas de tiempo de unos pocos días, lo que implica que la región de emisión tenía solo unos pocos días luz de diámetro. [23]
Las observaciones de cuásares se utilizaron para investigar el espacio intergaláctico. Las nubes de gas hidrógeno entre la Tierra y un cuásar determinado absorberán parte de su emisión en la longitud de onda de Lyman alfa . Debido a que las nubes y el cuásar están todos a diferentes distancias de la Tierra y se mueven a diferentes velocidades debido a la expansión del universo , el espectro del cuásar tiene un "bosque" de características de absorción en longitudes de onda más cortas que su propia emisión Lyman alfa. Antes de la IUE, las observaciones de este llamado bosque Lyman-alfa se limitaban a cuásares muy distantes, para los cuales el corrimiento al rojo causado por la expansión del universo lo llevó a longitudes de onda ópticas. La IUE permitió estudiar cuásares más cercanos, y los astrónomos utilizaron estos datos para determinar que hay menos nubes de hidrógeno en el universo cercano que en el universo distante. La implicación es que con el tiempo, estas nubes se han convertido en galaxias. [40]
Este experimento incluía el paquete de espectrógrafo ultravioleta que transportaba la IUE, que constaba de dos unidades de cámara/espectrógrafo echelle físicamente distintas capaces de realizar observaciones astronómicas. Cada espectrógrafo era un sistema echelle de tres elementos compuesto por un colimador paraboloide fuera del eje, una rejilla echelle y una rejilla esférica de primer orden que se utilizaba para separar los órdenes echelle y enfocar la visualización espectral en un convertidor de imágenes más una cámara SEC Vidicon. Había una cámara de repuesto para cada unidad. Las unidades de cámara podían integrar la señal. El ciclo de lectura/preparación de las cámaras tomó aproximadamente 20 minutos. La calibración de la longitud de onda se proporcionó mediante el uso de una lámpara de comparación de cátodo hueco. La calibración fotométrica se logró observando estrellas estándar cuyos flujos espectrales se habían calibrado previamente por otros medios. Ambas unidades de cámara/espectrógrafo echelle eran capaces de un rendimiento de alta resolución (0,1 Angstrom (A)) o baja resolución (6 A). La capacidad dual de alta/baja resolución se implementó mediante la inserción de un espejo plano delante de la rejilla escalonada, de modo que la única dispersión la proporcionaba la rejilla esférica. Como los Vidicons del SEC podían integrar la señal durante muchas horas, se podían obtener datos con una relación señal-ruido de 50 para estrellas B0 de magnitudes 9 y 14 en los modos de alta y baja resolución, respectivamente. La característica distintiva de las unidades era su cobertura de longitud de onda. Una unidad cubría el rango de longitud de onda de 1192 a 1924 A en el modo de alta resolución y de 1135 a 2085 A en el modo de baja resolución. Para la otra unidad, los rangos eran de 1893 a 3031 A y de 1800 a 3255 A para los modos de alta y baja resolución, respectivamente. Cada unidad también tenía su propia elección de aperturas de entrada: un agujero de 3 segundos de arco o una ranura de 10 por 20 segundos de arco. Las ranuras de 10 por 20 segundos de arco podían bloquearse con un obturador común, pero la apertura de 3 segundos de arco siempre estaba abierta. Como resultado, eran posibles dos configuraciones de apertura: (1) ambas aperturas de 3 segundos de arco abiertas y ambas ranuras de 10 por 20 segundos de arco cerradas, o (2) las cuatro aperturas abiertas. Con esta instrumentación, las opciones de observación abiertas para un observador eran espectrógrafo de longitud de onda larga y/o de longitud de onda corta, resolución alta o baja y aperturas grandes o pequeñas. Se podían realizar exposiciones con los dos espectrógrafos simultáneamente, pero las aperturas de entrada para cada uno eran distintas y estaban separadas en el cielo por aproximadamente 1 minuto de arco. Una restricción adicional era que los datos solo se podían leer desde una cámara a la vez. Sin embargo, una cámara podía estar expuesta mientras se leían los datos de la otra cámara. La elección de resolución alta o baja se podía hacer de forma independiente para los dos espectrógrafos. [41]
El experimento de monitorización del flujo de partículas se colocó en el IUE para monitorear los flujos de electrones atrapados que afectaban la sensibilidad del sensor ultravioleta en el experimento del paquete del espectrógrafo del IUE, NSSDC ID 1978-012A-01. El monitor de flujo de partículas era un detector de silicio con deriva de litio con un campo de visión cónico de medio ángulo de 16°. Tenía un absorbedor de aluminio de 0,357 g/cm 2 delante del colimador y un escudo de latón con un espesor mínimo de 2,31 g/cm 2 . El umbral de energía efectiva para las mediciones de electrones era de 1,3 MeV . El experimento también era sensible a protones con energías superiores a 15 MeV. El instrumento se utilizó como una herramienta operativa para ayudar a determinar la radiación de fondo y el tiempo de exposición aceptable de la cámara. Los datos también fueron útiles como monitor de los flujos de radiación atrapada. El instrumento fue proporcionado por el Dr. C. Bostrom del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins . El instrumento fue apagado el 4 de octubre de 1991 porque daba información errónea. [42]
La IUE fue diseñada para tener una vida útil mínima de tres años y llevaba consumibles suficientes para una misión de cinco años. Sin embargo, duró mucho más de lo que su diseño exigía. Fallos ocasionales de hardware causaron dificultades, pero se idearon técnicas innovadoras para superarlos. Por ejemplo, la nave espacial estaba equipada con seis giroscopios para estabilizarla. Fallos sucesivos de estos en 1979, 1982, 1983, 1985 y 1996 finalmente dejaron a la nave espacial con un solo giroscopio funcional. El control del telescopio se mantuvo con dos giroscopios utilizando el sensor solar del telescopio para determinar la actitud de la nave espacial, y la estabilización en tres ejes resultó posible incluso después del quinto fallo, utilizando el sensor solar, los sensores de error fino y el único giroscopio restante. La mayoría de las demás partes de los sistemas del telescopio permanecieron completamente funcionales durante toda la misión. [21]
En 1995, las preocupaciones presupuestarias de la NASA casi llevaron a la terminación de la misión, pero en su lugar las responsabilidades operativas se redividieron, con la ESA tomando el control durante 16 horas al día, y el GSFC solo durante las 8 horas restantes. Las 16 horas de la ESA se utilizaron para operaciones científicas, mientras que las 8 horas del GSFC se utilizaron solo para mantenimiento. [21] En febrero de 1996, nuevos recortes presupuestarios llevaron a la ESA a decidir que ya no mantendría el satélite. Las operaciones cesaron el 30 de septiembre de 1996, y toda la hidracina restante se descargó, las baterías se agotaron y se apagaron, y a las 18:44 UTC del 30 de septiembre de 1996, el transmisor de radio se apagó y se perdió todo contacto con la nave espacial. [21]
Sigue orbitando la Tierra en su órbita geoestacionaria y continuará haciéndolo más o menos indefinidamente, ya que está muy por encima de las capas superiores de la atmósfera de la Tierra . Las anomalías en la gravedad de la Tierra debido a su forma no esférica hicieron que el telescopio tendiera a desviarse hacia el oeste desde su ubicación original en aproximadamente 70° de longitud oeste hacia aproximadamente 110° oeste. [21] Durante la misión, esta deriva se corrigió mediante lanzamientos ocasionales de cohetes, pero desde el final de la misión, el satélite se ha desviado sin control hacia el oeste de su ubicación anterior. [43]
El archivo de la IUE es uno de los archivos astronómicos más utilizados. [44] Los datos se archivaron desde el inicio de la misión y el acceso al archivo era gratuito para cualquiera que quisiera usarlo. Sin embargo, en los primeros años de la misión, mucho antes de la llegada de la World Wide Web y de los enlaces rápidos de transmisión de datos globales, el acceso al archivo requería una visita en persona a una de las dos Instalaciones Regionales de Análisis de Datos (RDAF), una en la Universidad de Colorado y la otra en GSFC . [45]
En 1987, se hizo posible acceder al archivo electrónicamente, marcando un número en una computadora del Centro de Vuelos Espaciales Goddard. El archivo, que entonces tenía un total de 23 Gb de datos, se conectó a la computadora en un dispositivo de almacenamiento masivo. Un solo usuario podía marcar y recuperar una observación en 10 a 30 segundos. [46]
Cuando la misión entró en su segunda década, se hicieron planes para su archivo final. A lo largo de la misión, se mejoraron las técnicas de calibración y el software final para la reducción de datos produjo mejoras significativas con respecto a las calibraciones anteriores. Finalmente, todo el conjunto de datos brutos disponibles se recalibró utilizando la versión final del software de reducción de datos, creando un archivo uniforme de alta calidad. [47] Hoy, el archivo está alojado en el Archivo Mikulski para Telescopios Espaciales en el Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial y está disponible a través de la World Wide Web y las API. [48]
La misión IUE, en virtud de su muy larga duración y el hecho de que durante la mayor parte de su vida útil, proporcionó a los astrónomos acceso únicamente a la luz ultravioleta, tuvo un gran impacto en la astronomía. Al final de su misión, se consideró con diferencia la misión de observatorio espacial más exitosa y productiva. [3] Durante muchos años después del final de la misión, su archivo fue el conjunto de datos más utilizado en astronomía, y los datos de IUE se han utilizado en más de 250 proyectos de doctorado en todo el mundo. [44] Ya se han publicado casi 4.000 artículos revisados por pares basados en datos de IUE, incluidos algunos de los artículos de astronomía más citados de todos los tiempos. El artículo más citado basado en datos de IUE es uno que analiza la naturaleza del enrojecimiento interestelar , que posteriormente ha sido citado más de 5.500 veces. [36]
El telescopio espacial Hubble lleva ya 31 años en órbita (a fecha de 2021) y los datos del Hubble se han utilizado en casi 10.000 publicaciones revisadas por pares en ese momento. [49] En 2009, los astronautas que lanzaron el transbordador espacial instalaron el Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos en el HST , y este dispositivo registra el espectro ultravioleta , lo que demuestra cierta capacidad de observación ultravioleta en este período. Otro telescopio espacial ultravioleta, bastante diferente en su enfoque, fue el telescopio espacial de imágenes de gran angular GALEX, que funcionó entre 2003 y 2013.
Algunos proyectos de telescopios, como Habex o el Telescopio Espacial de Gran Apertura de Tecnología Avanzada (ATLAST), han incluido una capacidad ultravioleta, aunque no está claro si tienen alguna posibilidad real de hacerlo. En la década de 2010, muchos proyectos de telescopios estaban en problemas, e incluso algunos observatorios terrestres vieron que era posible cerrarlos aparentemente para ahorrar presupuesto.
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