La Cámara Avanzada para Sondeos (ACS) es un instrumento axial de tercera generación a bordo del Telescopio Espacial Hubble (HST). El diseño inicial y las capacidades científicas del ACS fueron definidos por un equipo con base en la Universidad Johns Hopkins . El ACS fue ensamblado y probado exhaustivamente en Ball Aerospace & Technologies Corp. y en el Centro de Vuelo Espacial Goddard y se sometió a una verificación final de disponibilidad para el vuelo en el Centro Espacial Kennedy antes de su integración en la bahía de carga del orbitador Columbia. Fue lanzado el 1 de marzo de 2002, como parte de la Misión de Servicio 3B ( STS-109 ) y se instaló en HST el 7 de marzo, reemplazando la Cámara de Objetos Débiles (FOC), el último instrumento original. ACS costó 86 millones de dólares en ese momento. [1]
ACS es un instrumento muy versátil que se convirtió en el principal instrumento de imágenes a bordo del HST. Ofrecía varias ventajas importantes sobre otros instrumentos del HST: tres canales independientes de alta resolución que cubrían las regiones del espectro ultravioleta al infrarrojo cercano , una gran área de detección y eficiencia cuántica , lo que dio como resultado un aumento en la eficiencia de descubrimiento del HST en un factor de diez, un rico complemento de filtros y capacidades coronagráficas , polarimétricas y grism . Las observaciones realizadas con ACS proporcionaron a los astrónomos una visión del Universo con una sensibilidad excepcionalmente alta, como lo ejemplifica el campo ultraprofundo del Hubble , y abarcan una amplia gama de fenómenos astronómicos, desde cometas y planetas del Sistema Solar hasta los quásares más distantes . conocido.
ACS incluye tres canales independientes (uno ahora deshabilitado), cada uno optimizado para tareas científicas específicas:
El WFC es el canal más utilizado de ACS. Su detector consta de dos dispositivos de carga acoplada (CCD) de 2048 x 4096 y 15 μm/píxel para un total de 16 megapíxeles fabricados por Scientific Imaging Technologies (SITe). La escala de la placa WFC es de 0,05 ″ por píxel y tiene un campo de visión efectivo de 202 ″ × 202 ″. El rango espectral del detector WFC es de 350 a 1100 nm . [2]
Un ejemplo de uso de este canal fue SWEEPS , que encontró 16 exoplanetas candidatos en el núcleo galáctico.
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El HRC, que ha estado permanentemente desactivado desde 2007 debido a una falla eléctrica, proporcionó vistas ultranítidas en un campo de visión más pequeño.
El detector HRC era un CCD SITe de 1024×1024 que tenía un campo de visión más pequeño (26"×29") que el WFC pero el doble de muestreo espacial (0,025" por píxel). Este detector también era significativamente más sensible que el WFC en longitudes de onda casi ultravioleta (<350 nm).
El canal utilizó dos opciones de supresión de luz para obtener imágenes de objetos débiles alrededor de estrellas brillantes, mejorando diez veces el contraste de los objetivos cercanos a fuentes brillantes. La primera era una máscara coronagráfica manejable que incluía dos puntos ocultos, uno de 1,8" de diámetro en el centro del campo y el otro de 3,0" de diámetro más cerca de una esquina. El primer lugar fue el más popular de los dos, por ejemplo, para obtener imágenes de discos circunestelares alrededor de estrellas brillantes cercanas o de galaxias anfitrionas de cuásares luminosos. El segundo fue el llamado Fastie Finger, de 0,8" de ancho y 5" de largo, ubicado en la entrada de la ventana dewar de HRC.
El Multi Anode Microchannel Array (MAMA) del SBC es un dispositivo de conteo de fotones de bajo fondo optimizado para el ultravioleta en el rango de longitud de onda de 115 a 170 nm. Consta de un fotocátodo, una placa de microcanales y una matriz de ánodos. Su muestreo espacial es de 0,034"x0,030" por píxel y su campo de visión es de 34,6"×30,0". [4] El ACS SBC es de hecho un repuesto de vuelo del Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS).
El 25 de junio de 2006 ACS sufrió un fallo electrónico. Se encendió exitosamente con su electrónica redundante (lado 2). Los subsistemas de instrumentos, incluidos los detectores CCD, demostraron estar funcionando después de las pruebas de ingeniería, y el ACS reanudó sus operaciones científicas el 4 de julio de 2006. [5] [6] El 23 de septiembre de 2006, el ACS volvió a fallar, aunque el 9 de octubre el problema desapareció. había sido diagnosticado y resuelto. [7]
El 27 de enero de 2007, el ACS falló debido a un cortocircuito en su fuente de alimentación de respaldo. [8] El canal ciego solar (SBC) del instrumento volvió a funcionar el 19 de febrero de 2007 utilizando la electrónica del lado 1.
El canal de campo amplio (WFC) volvió a estar en servicio mediante STS-125 en mayo de 2009. Sin embargo, el canal de alta resolución (HRC) permanece fuera de línea. [9]
ACS posee un conjunto de 38 filtros y dispersores distribuidos en tres ruedas. Dos de estas ruedas son compartidas por los caminos de luz HRC y WFC, mientras que la tercera está dedicada al SBC. Los elementos HRC y WFC constan de once filtros de banda ancha, un filtro de banda media, cinco filtros de banda estrecha, tres polarizadores visibles y tres ultravioleta, un prisma para el HRC y un grism (580-1100 nm). Cuatro de los filtros tienen pasos de banda en el ultravioleta cercano y, por lo tanto, solo se pueden usar con el HRC. Los filtros primarios de banda ancha son equivalentes a los filtros u , g , r , i y z del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) terrestre . Cinco filtros de rampa lineal divididos en tres segmentos individuales proporcionan cada uno una capacidad de obtención de imágenes continua de 380 nm a 1070 nm y, por lo tanto, garantizan un muestreo adecuado de las líneas de emisión en un amplio rango de desplazamiento al rojo. Sólo el segmento medio es accesible al HRC. La rueda SBC está equipada con un filtro de banda media (Lyα), cinco filtros de paso largo y dos prismas objetivos.
Medios relacionados con la cámara avanzada para encuestas en Wikimedia Commons
