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✨La misión XMM Newton

Sábado 2 de Junio de 2018



El Ariane 504 envió una Misión de múltiples espejos de rayos X, el XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea, el 10 de diciembre de 1999. Es la segunda piedra angular del Programa de Ciencia Horizonte 2000 de la ESA. Lleva 3 telescopios de rayos X de alto rendimiento con un área efectiva sin precedentes, y un monitor óptico, el primero en volar en un observatorio de rayos X. El gran área de recolección y la capacidad de hacer exposiciones largas ininterrumpidas, proporcionan observaciones altamente sensibles. Como la atmósfera de la Tierra bloquea todos los rayos X, solo un telescopio en el espacio puede detectar y estudiar las fuentes de rayos X celestiales. La misión XMM-Newton está ayudando a los científicos a resolver una serie de misterios cósmicos, desde los enigmáticos Agujeros negros hasta los orígenes del Universo. El tiempo de observación en XMM-Newton se pone a disposición de la comunidad científica, solicitando períodos de observación sobre una base competitiva.

El Centro de Operaciones Científicas XMM-Newton (SOC), ubicado en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC) en Villafranca, cerca de Madrid, España, es responsable de las operaciones científicas del satélite XMM-Newton de la ESA. Comenzando con la recepción de las propuestas del observador hasta la entrega final de productos científicos calibrados al observador, las actividades del SOC comprenden todos los pasos necesarios para garantizar la alta calidad y fiabilidad de los datos científicos. También incluye la provisión de un paquete de software de análisis importante, el Sistema de Análisis Científico (SAS), que necesitan los observadores para una explotación óptima de los datos de XMM-Newton y el Archivo de Ciencia XMM-Newton (XSA). La nave espacial XMM-Newton de 4 toneladas y 10 metros de longitud es el mayor satélite científico jamás lanzado por la Agencia Espacial Europea.


¿Que ha observado el telescopio XMM Newton? Por ejemplo una de sus últimas observaciones se basó en que los corazones de las pequeñas galaxias pueden esconder un misterioso tipo de agujero negro que durante mucho tiempo ha resultado esquivo, agujeros negros de tamaño mediano con masas entre la masa de algunos soles y la de millones de soles, según el reciente estudio. A lo largo de las décadas, los astrónomos han detectado muchos ejemplos de dos tipos de agujeros negros: agujeros negros de masa estelar y agujeros negros supermasivos. Los agujeros negros de masa estelar son hasta algunas veces la masa del Sol y se cree que surgen cuando las estrellas gigantes mueren y colapsan sobre sí mismas, mientras que los agujeros negros supermasivos son millones o miles de millones de veces la masa del sol y forman el corazón de la mayoría si no todas las grandes galaxias.

Cada uno de los tres telescopios de rayos X a bordo del satélite XMM-Newton consta de 58 espejos de incidencia Wolter I que están anidados en una configuración coaxial y cofocal. El diseño de la óptica fue impulsado por el requisito de obtener el área efectiva más alta posible en un amplio rango de energías, con un énfasis particular en la región alrededor de 7 kiloelectrones/Voltio. Por lo tanto, el sistema de espejo tuvo que utilizar un ángulo muy poco profundo de 30 'con el fin de proporcionar suficiente reflectividad a altas energías. La distancia focal de los telescopios es de 7,5 metros y el diámetro de los espejos más grandes es de 70 cm, para que sea compatible con la cubierta del lanzador. Cada telescopio consiste en, además de los módulos de espejo, deflectores para la supresión de luz parásita visible y de rayos X, y un deflector de electrones para desviar electrones blandos.


Los 58 espejos Wolter I de cada telescopio están unidos en su apertura de entrada a los 16 radios de una única araña hecha de Inconel. La araña está conectada a la plataforma de soporte a través de una estructura de interfaz de aluminio (Mirror Interface Structure) que consta de un cilindro exterior y un anillo de interfaz. En dos de los módulos, el anillo interconecta el módulo de espejo con un conjunto de rejilla de reflexión (RGA). Para minimizar la deformación mecánica de los espejos y, por lo tanto, la degradación óptica, la planitud de la interfaz entre la araña y el MIS tenía que ser mejor que los bafles de rayos X de 5 micrómetros que se ubican frente a los sistemas de espejos. Actúan como colimadores y reducen considerablemente la cantidad de luz tenue en el campo de visión de las cámaras del plano focal.

El 19 de enero de 2000, el telescopio de rayos X FM2 vio la primera luz, seguido de FM3 y FM4. Después de la primera luz se realizaron varias observaciones durante la fase de puesta en servicio para caracterizar el rendimiento de la imagen de los telescopios. El análisis de los resultados indicó que las respuestas puntuales de los telescopios medidas en órbita eran básicamente las mismas que las derivadas de las mediciones de calibración en Tierra. En particular, las fuentes extendidas en el centro del campo de visión del telescopio se pueden estudiar con una resolución espacial de 5. Para las fuentes en el eje, los fotones de alta energía se enfocan predominantemente en las capas internas del telescopio. Estos caparazones internos aparentemente otorgan un mejor enfoque que el promedio, por lo tanto, la energía fraccionada alrededor aumenta con el aumento de la energía del fotón.

 Fotografía Original 

Crédito:   ESA / XMM-Newton / CC BY-SA 3.0 IGO 

ESAC     LAT = 40.444493     LON = -3.952540     Maps 

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