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 la espectroscopia ultravioleta (90–320 nm) de fuentes puntuales débiles con un poder de resolución de ≈1.550–24.000. Los objetivos científicos incluyen el estudio de los orígenes de la estructura a gran escala en el universo, la formación y evolución de las galaxias y el origen de los sistemas estelares y planetarios y el medio interestelar frío. COS fue desarrollado y construido por el Centro de Astrofísica y Astronomía Espacial (CASA-ARL) en la Universidad de Colorado en Boulder y la Corporación Ball Aerospace and Technologies en Boulder, Colorado .
El COS está instalado en el compartimiento de instrumentos axiales que anteriormente ocupaba 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. Si bien el STIS opera en un rango de longitud de onda más amplio, el COS es mucho más sensible en el ultravioleta. [1] [2]
El espectrógrafo Cosmic Origins es un espectrógrafo ultravioleta que está optimizado para una alta sensibilidad y una resolución espectral moderada de objetos compactos (como puntos) (estrellas, cuásares, etc.). COS tiene dos canales principales, uno para espectroscopia ultravioleta lejano (FUV) que cubre de 90 a 205 nm y uno para espectroscopia ultravioleta cercano (NUV) que abarca de 170 a 320 nm. El canal FUV puede funcionar con una de 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 el número de ópticas. Esto se hace porque las eficiencias de reflexión y transmisión del FUV son típicamente bastante bajas en comparación con lo que es común en las longitudes de onda visibles. Para lograr esto, el canal COS FUV utiliza una única óptica (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 abertura extendida, en lugar de la ranura de entrada estrecha tradicional, para permitir que toda la imagen aberrada del HST desde una fuente puntual ingrese al instrumento. La abertura de entrada de 2,5 segundos de arco de diámetro permite que aproximadamente el 95% de la luz de fuentes compactas ingrese al COS, lo que produce una alta sensibilidad en la resolución de diseño para fuentes compactas.
El rendimiento posterior al lanzamiento estuvo muy cerca 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 cuentas por elemento de resolución por cada 1000 segundos para el detector FUV y 1,7 cuentas por elemento de resolución por 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 a la cantidad mínima 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 de Orígenes Cósmicos 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 las características de absorción en los espectros de núcleos galácticos activos . También se planean 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 es un elemento fundamental en 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. En el caso de los objetos distantes, algunas de estas propiedades (por ejemplo, los movimientos y la composición) solo se pueden medir mediante espectroscopia.
La espectroscopia ultravioleta (UV) proporciona algunos de los datos de diagnóstico más fundamentales necesarios para discernir las características físicas de los planetas, las estrellas, las galaxias y la materia interestelar e intergaláctica. La UV ofrece acceso a características espectrales que brindan información diagnóstica clave que no se puede obtener en otras longitudes de onda. [3]
La obtención de espectros de absorción del 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 cuestiones como: [4]
Algunos programas específicos incluyen los siguientes:
Estructura a gran escala de la materia bariónica : gracias a su alta sensibilidad espectroscópica FUV, el COS resulta especialmente adecuado para explorar el bosque Lyman-alfa . Se trata del "bosque" de espectros de absorción que se observa en los espectros de galaxias y cuásares distantes causados por nubes de gas intergalácticas, que pueden contener la mayor parte de la materia bariónica del universo. Dado 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 longitudes de onda para realizar estas observaciones. Al determinar el corrimiento al rojo y el ancho de línea de los absorbentes intermedios, el COS podrá trazar un mapa de la temperatura, la densidad y la 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 la distribución del material se correlaciona con las distribuciones de galaxias cercanas en la Gran Muralla CFA2.
Reionización de He II : Se utilizará helio ionizado altamente desplazado al rojo para estudiar el proceso de reionización a un desplazamiento al rojo (z) de ≈ 3.
El COS tiene dos canales: el ultravioleta lejano (FUV) que cubre de 90 a 205 nm y el ultravioleta cercano (NUV) que cubre de 170 a 320 nm. Todas las ópticas del COS son reflectantes (excepto el filtro de apertura de objetos brillantes y los clasificadores de orden NUV) para maximizar la eficiencia y evitar la aberración cromática . Los principales modos de observación del 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 para objetos brillantes (BOA). La 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 libre 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 se selecciona un canal de adquisición FUV, NUV o de objetivo. Todas las ópticas en la primera rueda tienen un perfil asférico para corregir la aberración esférica de Hubble .
El canal FUV tiene dos modos de espectroscopia de resolución media y uno de baja resolución. Los canales FUV son espectrógrafos Rowland Circle modificados en los que la 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 la disposición extrema 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 resolución, así como un modo de obtención de imágenes con un campo de visión sin viñeteado de aproximadamente 1,0 segundos de arco. Los canales NUV utilizan un diseño Czerny-Turner modificado en el que la luz colimada se alimenta a la rejilla seleccionada, seguida de tres espejos de cámara que dirigen la luz difractada sobre tres franjas separadas en un detector de matriz de microcanales multiánodo (MAMA) de 25 × 25 mm. El modo de obtención de imágenes está destinado principalmente a la adquisición de objetivos. [2]
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