Explorador de luz ultravioleta extrema

El Extreme Ultraviolet Explorer ( EUVE o Explorer 67 ) fue un telescopio espacial de la NASA para astronomía ultravioleta . EUVE era parte de la serie de naves espaciales Explorer de la NASA. Lanzado el 7 de junio de 1992. Con instrumentos para radiación ultravioleta (UV) entre longitudes de onda de 7 y 76 nm (equivalentes a 0,016–0,163 keV en energía), el EUVE fue la primera misión satelital especialmente para el rango ultravioleta de onda corta. El satélite compiló un estudio de todo el cielo de 801 objetivos astronómicos antes de ser desmantelado el 31 de enero de 2001. ^[1]

El Explorador del Ultravioleta Extremo (EUVE, por sus siglas en inglés) era una nave espacial giratoria diseñada para rotar alrededor de la línea Tierra/Sol. EUVE era parte de la serie de naves espaciales Explorer de la NASA y estaba diseñada para operar en el rango del ultravioleta extremo (EUV, por sus siglas en inglés) del espectro, de 70 a 760 Ångström (Å). El objetivo de esta nave espacial era realizar un estudio del cielo completo y, posteriormente, un estudio profundo y observaciones puntuales. Los objetivos científicos incluían descubrir y estudiar las fuentes de UV que irradian en esta región espectral y analizar los efectos del medio interestelar en la radiación de estas fuentes. ^[2] La propuesta para la nave se originó en el Grupo de Astrofísica Espacial de la Universidad de Berkeley, que anteriormente había estado involucrado con el telescopio EUV en el elemento Apolo de la misión Apolo-Soyuz . ^[3]

El estudio de cielo completo se realizó con tres telescopios de incidencia rasante Wolter-Schwarzschild. Durante el estudio del cielo, el satélite giró tres veces por órbita para obtener imágenes de una banda de cielo de 2° de ancho en cada una de las cuatro bandas de paso de EUV. El estudio profundo se realizó con un cuarto telescopio de incidencia rasante Wolter-Schwarzschild, dentro de una región de cielo de 2 × 180°. Este telescopio también se utilizó para la espectroscopia de tres bandas de paso de EUV de fuentes individuales, proporcionando espectros con una resolución de ~ 1–2 Å. ^[2]

Los objetivos de la misión incluyeron varias áreas diferentes de observación utilizando el rango de frecuencias ultravioleta extremo (EUV):

• Realizar un estudio de todo el cielo en la banda ultravioleta extrema;
• Para realizar un estudio profundo en el rango EUV en dos bandas de paso separadas ;
• Realizar observaciones espectroscópicas de objetivos encontrados por otras misiones;
• Para observar fuentes EUV como enanas blancas calientes y estrellas coronales;
• Estudiar la composición del medio interestelar mediante espectroscopia EUV ;
• Para determinar si sería beneficioso crear otro telescopio EUV más sensible.

Los instrumentos científicos estaban acoplados a una nave espacial modular multimisión (MMS). La MMS estaba estabilizada en tres ejes, con un sistema de control de referencia estelar y paneles solares. ^[2]

La NASA describió estos instrumentos: ^[4]

• 2 espejos de incidencia rasante Wolter-Schwarzschild tipo I , cada uno con una placa de microcanal de formación de imágenes (detector MCP) (escáner A y B) Campo de visión de ~5° de diámetro; dos bandas de paso de 44–220 Å y 140–360 Å;
• 1 espejo de incidencia rasante Wolter-Schwarzschild tipo II, con un detector MCP (placa de microcanales) de formación de imágenes, campo de visión de ~4° de diámetro; dos bandas de paso de 520–750 Å y 400–600 Å;
• 1 telescopio de tipo II Wolter-Schwarzschild con espejo de incidencia rasante y espectrómetro de profundidad . La luz se divide y la mitad de la luz se envía a:
  • Un detector MCP de estudio profundo de imágenes y
  • Tres espectrómetros que son cada uno una combinación de una rejilla y un detector MCP: SW (70–190 Å), MW (140–380 Å), LW (280–760 Å).

El espectrómetro EUVE fue un diseño de objetivo sin rendija simétrico triple basado en rejillas de reflexión de incidencia rasante en el espacio de líneas variables. Las imágenes de fotones se acumulan simultáneamente en tres bandas con resoluciones espectrales efectivas de 200-400 en 3 bandas de 70 a 760 Å. El espectrómetro y los instrumentos Deep Survey comparten el espejo DS/S. Las regiones del espejo dedicadas al espectrómetro y Deep Survey se definieron en la apertura frontal, que era un anillo dividido en seis segmentos. Cada uno de los canales del espectrómetro recibe un haz de luz de uno de los tres segmentos alternos. Esta división le da a cada canal un área geométrica de 75 cm2 ⁽ 11,6 pulgadas cuadradas). Después del espejo, cada haz convergente golpea una de las tres rejillas que enfocan los espectros en tres detectores, dispuestos en un círculo alrededor del detector central Deep Survey. El rendimiento del espectrómetro EUVE se determinó mediante los efectos combinados de las reflectividades del revestimiento de los espejos y las rejillas, que eran funciones tanto de la longitud de onda como del ángulo rasante, las transmisiones del filtro y las funciones de eficiencia cuántica de los materiales del fotocátodo del detector. ^[5]

Para lograr una buena resolución espectral, cualquier espectrómetro EUV debe estar diseñado para limitar el efecto de la radiación difusa del cielo. Los canales de longitud de onda media y larga del espectrómetro EUVE tienen colimadores de rejilla de alambre colocados directamente después de la apertura antes del espejo, que limitan los ángulos rasantes de la luz incidente para excluir algo del fondo del cielo. Consisten en 15 rejillas de molibdeno grabadas, espaciadas exponencialmente y sostenidas en una estructura de garra térmicamente estable, también de molibdeno. El perfil de transmisión de la pila es triangular en la dirección de dispersión y limita el haz a 20 minutos de arco FWHM . La transmisión de cada conjunto de colimadores se probó en luz visible. Las transmisiones relativas del colimador se midieron en el EUV comparando los rendimientos del espectrómetro, medidos en función del ángulo fuera del eje, antes y después de la instalación de los colimadores en los canales de longitud de onda media y larga. También se determinó la alineación con el eje de puntería del instrumento. Ambos colimadores funcionaron según lo diseñado, con transmisiones máximas de 64,2% y 65,4% en los canales de longitud de onda media y larga, respectivamente. ^[5]

El espectrómetro EUVE incorpora rejillas de difracción planas con un espaciado de línea que varía continuamente, colocadas en el haz convergente del telescopio para difractar la luz a medida que se acerca al foco. Al igual que las rejillas cóncavas, evitan el uso de otras ópticas de enfoque después de la dispersión. A diferencia de las ranuras con espaciado uniforme, las rejillas con espacio de línea variable pueden producir espectros casi estigmáticos utilizando ranuras rectas con ranuras convencionales. Las rejillas están ranuradas para su uso en el primer orden interno. "Interior" se utilizaba para significar órdenes difractados en ángulos entre la normal de la superficie y la dirección especular, y se hacía referencia a ellas con un signo menos cuando se representaban numéricamente, por ejemplo, −1er orden. Las rejillas cubren tres bandas de paso superpuestas: longitudes de onda cortas de 70 a 190 A, longitudes de onda medias de 140 a 380 A y longitudes de onda largas de 280 a 760 Å. Las densidades de ranuras varían de 415 a 3550 ranuras/mm. Las rejillas fueron diseñadas por Hitachi, Inc. en Naka Optical Works en Japón. La rejilla de longitud de onda corta está recubierta de rodio para optimizar la reflectividad entre 70 y 190 Å. Las rejillas de longitud de onda media y larga tienen recubrimientos superficiales de platino . ^[5]

Los filtros de película delgada, de unos pocos miles de Å de espesor, cubrieron completamente cada detector. Definen anchos de banda a la vez que filtran las líneas geocoronales e interplanetarias brillantes, como la radiación Lyman alfa y algunos órdenes superiores de difracción. Los materiales fueron Lexan y boro en la longitud de onda corta, aluminio y carbono en el canal de longitud de onda media, y aluminio en el canal de longitud de onda larga. Los dos filtros de longitud de onda más larga tienen un cuadrante de material fuera del eje que cubre el mismo paso de banda que uno de los canales más cortos. En estas posiciones, que corresponden a ángulos fuera del eje de aproximadamente 0,5°, algunas longitudes de onda que normalmente se encontrarían en el rango del canal más corto aparecen en el canal de longitud de onda más larga en segundo orden (n=−2), y son pasadas por el filtro alternativo. Las longitudes de onda de partes del paso de banda más corto que se superponen al canal más largo también aparecen en primer orden. Estas ubicaciones fuera del eje están configuradas para usarse como respaldo para duplicar los canales corto y medio, en caso de que alguno de estos detectores falle. ^[5]

Todos los detectores EUVE eran detectores de placa de microcanal (MCP). Los detectores MCP son dispositivos de amplificación de electrones que proporcionan imágenes bidimensionales y etiquetado temporal de eventos de fotones EUV individuales. Cada detector emplea una pila polarizada de tres MCP de cuarzo poroso con una relación de longitud de canal a diámetro de aproximadamente 80:1. La pila actúa como un multiplicador de electrones y está respaldada por un ánodo conductor, dividido en un patrón graduado de "cuña, tira y zigzag". La placa superior tiene un fotocátodo aplicado de bromuro de potasio (KBr), para mejorar la respuesta fotoeléctrica en longitudes de onda EUV. Cuando un fotón excita la superficie frontal, una polarización de 4-5 kV hace que los electrones en cascada formen una nube de 2-3 × 10⁷ electrones, que luego chocan con el ánodo dividido. Las posiciones de los eventos (X, Y) se calculan mediante el software del instrumento integrado (ISW) a partir de la división de la nube de carga entre las áreas de cuña, franja y zigzag del ánodo. Los detectores registran las posiciones 0-2047 en cada dimensión, y un solo píxel tiene aproximadamente 29×29 mc. Esto dio como resultado un tamaño de píxel de aproximadamente 4,25 segundos cuando se reasignó al cielo. Todos los detectores estaban equipados con cuatro impulsores de estimulación, o pines "estimuladores", que excitan periódicamente el ánodo en posiciones estándar y se utilizan para monitorear la estabilidad de la posición. Los detectores se han colocado en la intersección sagital para producir una buena imagen de todo el detector, en lugar de un enfoque espectral optimizado en un punto. ^[5]

Esta investigación está diseñada para realizar un estudio completo del cielo, en busca de fuentes de radiación ultravioleta extrema. El paquete de instrumentos contiene cuatro telescopios Wolter-Schwarzschild de incidencia rasante (con filtros de película delgada de radiación ultravioleta extrema) para recolectar y aislar la radiación. El sistema de detección para cada telescopio era un convertidor de imágenes de ánodo de cuña y tira, que constaba de una placa de microcanales, un ánodo de cuña y tira y amplificadores de detector diseñados para producir imágenes de campos del cielo en rangos de longitud de onda seleccionados. Tres telescopios están diseñados para operar en ángulos rectos con respecto al eje de giro y para llevar a cabo el estudio del cielo, con filtros de paso de banda (provisionalmente) para los rangos de longitud de onda de 80 a 190 Å, 170 a 330 Å y 500 a 750 Å. Estos tres telescopios apuntan perpendicularmente a la línea Tierra-Sol y barren un gran círculo en el cielo con la revolución de cada nave espacial. A medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol, el círculo máximo se desplaza 1° cada día, por lo que se estudia toda la esfera celeste en seis meses. El cuarto telescopio apunta en dirección antisolar, dentro del cono de sombra de la Tierra. En esta dirección limitada, el fondo de He II 304 Å está casi completamente ausente, y por lo tanto se puede obtener una mayor sensibilidad para observar objetos interesantes seleccionados. Las observaciones espectroscópicas de las fuentes EUV más brillantes se llevan a cabo con un poder de resolución de 100 desde 80 a 800 Å. ^[6]

El estudio del cielo completo se completó en agosto de 1993, momento en el que se habían observado 801 fuentes UV. ^[7]

La misión EUVE se prorrogó dos veces, pero cuestiones de coste y mérito científico llevaron a la NASA a tomar la decisión de dar por terminada la misión en 2000. Las operaciones del satélite EUVE finalizaron el 31 de enero de 2001, cuando la nave espacial fue colocada en un lugar seguro. Los transmisores fueron desconectados el 2 de febrero de 2001. EUVE volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra sobre el centro de Egipto aproximadamente a las 04:15 UTC del 31 de enero de 2002. La misión se considera un éxito, ya que logró sus objetivos científicos, tecnológicos y de divulgación. ^[2]

• Programa explorador
• 1992 en vuelo espacial

• Página de EUVE en el Laboratorio de Ciencias Espaciales (enlaces a publicaciones y aspectos científicos destacados)
• Página de EUVE en el GSFC de la NASA
• Página de EUVE en NASA-STScI (MAST) (tiene un mapa estelar de observaciones de EUVE)