La Advanced Camera for Surveys (ACS) es un instrumento axial de tercera generación a bordo del Telescopio Espacial Hubble (HST). El diseño inicial y las capacidades científicas de la ACS fueron definidos por un equipo con base en la Universidad Johns Hopkins . La ACS fue ensamblada y probada extensivamente en Ball Aerospace & Technologies Corp. y el Centro de Vuelos Espaciales Goddard y se sometió a una verificación final de preparación para el vuelo en el Centro Espacial Kennedy antes de su integración en la bodega de carga del orbitador Columbia. Fue lanzada el 1 de marzo de 2002, como parte de la Misión de Servicio 3B ( STS-109 ) e instalada en el HST el 7 de marzo, reemplazando a la Faint Object Camera (FOC), el último instrumento original. La ACS costó US$86 millones en ese momento. [1]
El ACS es un instrumento muy versátil que se convirtió en el principal instrumento de obtención de imágenes a bordo del HST. Ofrecía varias ventajas importantes sobre otros instrumentos del HST: tres canales independientes de alta resolución que abarcaban las regiones del espectro ultravioleta e infrarrojo cercano , un área de detección amplia y eficiencia cuántica , lo que se tradujo en un aumento de la eficiencia de descubrimiento del HST por un factor de diez, un rico complemento de filtros y capacidades coronográficas , polarimétricas y de grism . Las observaciones realizadas con el 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 en el Sistema Solar hasta los cuásares más distantes conocidos.
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 acoplados por carga (CCD) de 2048 x 4096, 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 del uso de este canal fue SWEEPS , que encontró 16 exoplanetas candidatos en el núcleo galáctico.
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El HRC, que se encontraba inutilizable de forma permanente desde 2007 debido a un fallo eléctrico, proporcionaba vistas ultra nítidas 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 cercanas al 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 coronográfica controlable que incluía dos puntos de ocultación, 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 punto era el más popular de los dos, por ejemplo, para obtener imágenes de discos circunestelares alrededor de estrellas brillantes cercanas o de las galaxias anfitrionas de cuásares luminosos. El segundo era el llamado Fastie Finger, de 0,8" de ancho y 5" de largo, ubicado en la entrada de la ventana dewar del HRC.
El conjunto de microcanales multiánodo (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 un conjunto de ánodos. Su muestreo espacial es de 0,034" x 0,030" 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, el ACS sufrió una falla electrónica. Se puso en funcionamiento con éxito en su electrónica redundante (lado 2). Los subsistemas del instrumento, incluidos los detectores CCD, demostraron estar funcionando después de las pruebas de ingeniería, y el ACS reanudó las 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 ya 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 en mayo de 2009 con la misión STS-125 . Sin embargo, el canal de alta resolución (HRC) permanece fuera de servicio. [9]
El ACS posee un conjunto de 38 filtros y dispersores distribuidos en tres ruedas. Dos de estas ruedas son compartidas por los caminos de luz del HRC y el WFC, mientras que la tercera está dedicada al SBC. Los elementos del HRC y el WFC consisten en once filtros de banda ancha, un filtro de banda media, cinco filtros de banda estrecha, tres polarizadores visibles y tres ultravioletas, 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, cada uno, proporcionan una capacidad de obtención de imágenes continuas desde 380 nm hasta 1070 nm y, por lo tanto, garantizan un muestreo adecuado de las líneas de emisión en un amplio rango de corrimiento al rojo. Solo el segmento medio es accesible para el HRC. La rueda SBC está equipada con un filtro de banda media (Lyα), cinco filtros de paso largo y dos prismas objetivos.
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