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El Observatorio de rayos X Athena: Portal de apoyo a la comunidad

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La misión Athena

 

Esta página describe el observatorio de rayos X Athena propuesto a la ESA como la segunda misión de clase L (grande), dentro del programa Cosmic Vision 2015-2025, para implementar el tema científico de El Universo Caliente y Energético.

Como se recoge en el calendario de estudio de Athena, el primer paso después de la selección por parte de la ESA en junio de 2014, fue un estudio interno de Fase 0 apoyado por el servicio de la ESA de diseño concurrente (CDF; ver informe CDF).

Desde mediados 2015 hasta abril 2016 (fase A1), dos consorcios industriales contratados por la ESA, realizaron un estudio de dos conceptos de misión: la misión propuesta (descrita abajo) y el concepto definido por la ESA durante la Fase 0 de estudio, apodado misión CDF, con un tamaño reducido del espejo (área efectiva de 1.4 m2 a 1 keV, en vez del área de 2 m2 de la misión propuesta, que corresponde a una estructura de espejo de 15 filas - “espejo 15-filas”, en lo sucesivo). El principal objetivo del estudio de la Fase A1 era decidir el tamaño del espejo que técnicamente cumpliera con las condiciones de contorno de una misión clase L.

La Revisión de Consolidación de la Misión (MCR) tuvo lugar en abril/mayo de 2016, seguida de una ΔMCR en otoño 2016 con el objetivo de definir la configuración de referencia para el resto de la fase A. La ΔMCR concluyó con una importante consolidación del límite de peso.

El Informe de Revisión 1 (SR1), presentado en enero 2018, revisó exhaustivamente el trabajo de la Fase A realizado hasta el momento a nivel del sistema, incluidos aspectos técnicos, de costos y de cronograma.

El SR1 confirmó que el “espejo 15-filas” cumple en masa con un alto nivel de margen del sistema (30%). Los consorcios industriales realizarán un diseño del concepto del "espejo 15-filas" durante la próxima extensión de la Fase A.

La Fase A se ejecutará hasta fines de 2018, finalizando con las Revisiones de Requisitos Preliminares del Instrumento (IPRR). A continuación, la Fase B1 se extenderá hasta el Q3 / 2019, finalizando con la Revisión de Formulación de la Misión (MFR). Se espera la adopción de la misión por parte del Comité para el Programa Científico (SPC) de la ESA en la segunda mitad de 2021, lo que lleva a su lanzamiento a principios de la década de 2030.

Propuesta de Concepto de Misión

La  propuesta de Athena  describe un concepto de misión que convertirá Athena en el mayor observatorio de rayos X hasta la fecha, ofreciendo espectroscopía de rayos X espacialmente resuelta e imágenes espectroscópicas profundas de gran campo en rayos X. Sus prestaciones superan ampliamente las ofrecidas por los actuales observatorios de rayos X como  XMM-Newton y Chandra, o  misiones como Hitomi, XARM y SRG/eROSITA.

ATHENA SC and Ariane5 1

Diseño conceptual del satélite Athena derivado del estudio CDF de la ESA, diseñado para ser acomodado en un lanzador Ariane 5.
 
 

Athena será lanzado por un vehículo Ariane 6, cuyo tamaño y capacidad es equivalente o incluso superior al Ariane 5 ECA. Orbitará en el segundo punto de Lagrange Sol-Tierra (L2) en una órbita de halo amplia, si bien la posibilidad de una órbita L1 está siendo valorada. La órbita operacional se alcanzará con una trayectoria de transferencia directa hacia L2, con unas exigencias limitadas en delta-V, que ofrece un medio muy estable térmicamente, así como una óptima visibilidad del cielo y una eficiencia observacional elevada.

La duración base de la misión es 5 años, si bien se espera que se diseñe y que tenga combustible para un período mayor. Las operaciones se realizarán con el método estándar de la ESA para misiones espaciales, con el Centro de Operaciones de la Misión (MOC) en ESOC y el Centro de Operaciones Científicas (SOC) en ESAC. El Centro Científico y de Instrumentación (ISC) de cada uno de los dos instrumentos dará apoyo al SOC en lo que se refiere a las actividades científicas del segmento de Tierra.

Athena operará como un observatorio, en un modo similar a misiones anteriores de la ESA tales como XMM-Newton y Herschel. Los usuarios tendrán acceso al observatorio a través de llamadas para propuestas.

Requisitos Científicos

Los parámetros claves de las prestaciones de la misión se establecen a partir de un análisis detallado de las cuestiones científicas subyacentes al tema del Universo Caliente y Energético. La creación de un mapa de la dinámica y composición química del gas caliente en fuentes difusas requiere imágenes con una alta resolución espectral (2.5 eV) y amplio campo con un bajo ruido; las mismas prestaciones optimizan la sensibilidad a las características débiles en absorción y emisión necesarias para desvelar las componentes calientes del medio intergaláctico. Espectroscopía de rayos X de alta resolución de los brotes de rayos gamma (GRBs) distantes pondrá al descubierto la impronta de la primera generación de estrellas, siempre que el observatorio pueda ser reapuntado en menos de 4 horas tras una alerta externa. Una resolución angular mejor que 5” es necesaria para discernir entre contaminantes (fuentes puntuales y subagrupados) y la emisión térmica extendida de cúmulos, grupos y galaxias. La misma resolución angular es esencial para resolver la emisión dominante central y las estructuras acretantes más pequeñas en cúmulos de galaxias y grupos hasta un corrimiento al rojo de z~2. Esta resolución, cuando se combina con el área efectiva del espejo, también proporciona la necesaria sensibilidad en flujo (~10-17 erg cm-2 s-1  en la banda de  0.5-2 keV) para resolver la acreción en agujeros negros super-masivos (SMBH) a  z>6. El área de cobertura necesaria para detectar muestras significativas de estos objetos dentro de un tiempo razonable de muestreo, requiere un instrumento de amplio campo de visión, combinado con una excelente respuesta fuera de eje de la óptica de rayos X. La resolución espectral de ese instrumento revelará los agujeros negros más oscurecidos en el pico de actividad en la historia del Universo a z=1-4. La alta resolución temporal y la capacidad de alta tasa de conteo de fotones arrojará nueva luz sobre los sistemas cercanos de agujeros negros acretantes.

La información más detallada está disponible en el resumen de los requerimientos científicos de nivel superior de Athena y en la versión actual del Documento de Requerimientos Científicos.

El telescopio y los instrumentos de Athena

El observatorio Athena consta de un único telescopio de rayos X con una longitud focal fija de 12 m  (Willingale et al. 2013), basado en tecnología de Óptica de Poros de Silicio (SPO). SPO proporciona una relación excepcionalmente elevada entre área efectiva y masa, ofreciendo la necesaria resolución angular. Además cuenta con  alto nivel de idoneidad de la tecnología (TRL) y de un diseño modular adecuado para la fabricación en serie, necesaria para alcanzar un área colectora de telescopio sin precedentes (ver más detalles en desarrollo de SPO en la ESA). El telescopio focaliza los fotones de rayos X en uno de los dos instrumentos, que pueden moverse dentro y fuera del plano focal usando un montaje móvil para el espejo.

Uno de los instrumentos, la unidad de campo integrado de rayos (X-IFU), proporciona espectroscopía de alta resolución espacialmente resuelta. El instrumento es un espectrómetro criogénico de rayos X, basado en una gran matriz de sensores de transición abrupta (TES), que ofrecen una resolución espectral de 2.5 eV, con píxeles de 5’’,  sobre un campo de visión de 5 minutos de arco en diámetro equivalente. El fondo en X-IFU se mitiga usando una capa activa de anti-coincidencia, que es importante para alcanzar los objetivos científicos para espectroscopía de fuentes débiles extensas. Para más información, visita el portal web del X-IFU.

El otro instrumento, la cámara de imagen de amplio campo (WFI), es un detector de Silicio que usa una tecnología DEPFET de sensores de píxel activo (APS). Como otros dispositivos de imágenes espectroscópicas de rayos X, los  DEPFETs proporcionan una resolución de energía casi en el límite de ruido de Fano y una sensibilidad mínima al daño por radiación. Como cada pixel se lee individualmente, los modos de lectura pueden ser altamente flexibles y extremadamente rápidos. Con el desarrollo de ASICs de lectura apropiadas, se puede alcanzar una resolución temporal de aproximadamente 10 μs así como una capacidad de conteo suficiente para resolver las fuentes de rayos X más brillantes del firmamento. El amplio campo de visión se consigue gracias a un plano focal compuesto de varios chips, donde uno de ellos tendrá capacidad de lectura rápida, para permitir medidas de los objetos más brillantes. Para más información, visita el portal web de WFI.

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