Explorador internacional de rayos ultravioleta

El ojo humano puede percibir luz con longitudes de onda entre aproximadamente 350 (violeta) y 700 (rojo) nanómetros . La luz ultravioleta tiene longitudes de onda entre aproximadamente 10 nm y 350 nm. La luz UV puede ser dañina para los seres humanos y es fuertemente absorbida por la capa de ozono . Esto hace imposible observar la emisión UV de objetos astronómicos desde la Tierra. Sin embargo, muchos tipos de objetos emiten grandes cantidades de radiación UV: las estrellas más calientes y masivas del universo pueden tener temperaturas superficiales tan altas que la gran mayoría de su luz se emite en el UV. Los núcleos galácticos activos , los discos de acreción y las supernovas emiten radiación UV con fuerza, y muchos elementos químicos tienen fuertes líneas de absorción en el UV, por lo que la absorción UV por el medio interestelar proporciona una poderosa herramienta para estudiar su composición.

La astronomía ultravioleta era imposible antes de la era espacial , y algunos de los primeros telescopios espaciales fueron telescopios UV diseñados para observar esta región previamente inaccesible del espectro electromagnético . Un éxito particular fue el segundo Observatorio Astronómico Orbital ( OAO-2 ), que contaba con varios telescopios UV de 20 cm (7,9 pulgadas) a bordo. Fue lanzado en 1968 y realizó las primeras observaciones UV de 1200 objetos, en su mayoría estrellas. ^{[ 4 ]} El éxito del OAO-2 motivó a los astrónomos a considerar misiones de mayor envergadura.  

El satélite ultravioleta en órbita que finalmente se convirtió en la misión IUE fue propuesto por primera vez en 1964 por el astrónomo británico Robert Wilson . ^{[ 5 ]} La Organización Europea de Investigación Espacial (ESRO) estaba planificando un Gran Satélite Astronómico (LAS) y había solicitado propuestas a la comunidad astronómica sobre sus objetivos y diseño. Wilson dirigió un equipo británico que propuso un espectrógrafo ultravioleta , y su diseño fue recomendado para su aceptación en 1966.

Sin embargo, los problemas de gestión y los sobrecostos llevaron a la cancelación del programa LAS en 1968. ^{[ 5 ]} El equipo de Wilson redujo sus planes y presentó una propuesta más modesta a ESRO, pero esta no fue seleccionada ya que se le dio prioridad al satélite de rayos cósmicos. En lugar de renunciar a la idea de un telescopio UV orbital, enviaron sus planes al astrónomo de la NASA Leo Goldberg , y en 1973 los planes fueron aprobados. El telescopio propuesto fue renombrado como Explorador Ultravioleta Internacional . ^{[ 5 ] [ 6 ]}

El telescopio fue diseñado desde el principio para ser operado en tiempo real, en lugar de por control remoto. Esto requirió que fuera lanzado a una órbita geosíncrona , es decir, una con un período igual a un día sideral de 23 h 56 m. Un satélite en dicha órbita permanece visible desde un punto determinado de la superficie terrestre durante muchas horas seguidas, y por lo tanto puede transmitir a una sola estación terrestre durante un largo período de tiempo. La mayoría de los observatorios espaciales en órbita terrestre, como el Telescopio Espacial Hubble , se encuentran en una órbita terrestre baja en la que pasan la mayor parte del tiempo operando de forma autónoma porque solo una pequeña fracción de la superficie terrestre puede verlos en un momento dado. El Hubble, por ejemplo, orbita la Tierra a una altitud de aproximadamente 600 km (370 mi) , mientras que una órbita geosíncrona tiene una altitud promedio de 36 000 km (22 000 mi) .    

Además de permitir la comunicación continua con las estaciones terrestres, una órbita geosíncrona también permite observar una porción mayor del cielo de forma continua. Debido a la mayor distancia a la Tierra, esta ocupa una porción mucho menor del cielo vista desde el satélite que desde la órbita terrestre baja.

Un lanzamiento a una órbita geosíncrona requiere mucha más energía para un peso dado de carga útil que un lanzamiento a una órbita terrestre baja. Esto significó que el telescopio tuvo que ser relativamente pequeño, con un espejo primario de 45 cm (18 pulgadas) y un peso total de 312 kg (688 libras) . ^{[ 7 ]} El Hubble, en comparación, pesa 11,1 toneladas y tiene un espejo de 2,4 m (7 pies 10 pulgadas) . El telescopio terrestre más grande, el Gran Telescopio Canarias , tiene un espejo primario de 10,4 m (34 pies) de diámetro. Un espejo más pequeño significa menor capacidad de captación de luz y menor resolución espacial, en comparación con un espejo más grande.         

Los objetivos declarados del telescopio al inicio de la misión fueron: ^{[ 8 ]}

• Para obtener espectros de alta resolución de estrellas de todos los tipos espectrales y determinar sus características físicas;
• Estudiar las corrientes de gas dentro y alrededor de un sistema estelar binario;
• Observar estrellas débiles, galaxias y cuásares a baja resolución, interpretando estos espectros en comparación con espectros de alta resolución;
• Para observar los espectros de planetas y cometas;
• Realizar observaciones repetidas de objetos con espectro variable;
• Estudiar la modificación de la luz estelar causada por el polvo y el gas interestelar.

El telescopio fue construido como un proyecto conjunto entre la NASA, la ESRO (que se convirtió en la ESA en 1975) y el SERC del Reino Unido. El SERC proporcionó las cámaras Vidicon para los espectrógrafos, así como el software para los instrumentos científicos. La ESA proporcionó los paneles solares para alimentar la nave espacial, así como una instalación de observación terrestre en Villafranca del Castillo , España . La NASA aportó el telescopio, el espectrógrafo y la nave espacial, así como las instalaciones de lanzamiento y un segundo observatorio terrestre en Greenbelt, Maryland, en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (GSFC).

Según el acuerdo que establece el proyecto, el tiempo de observación se dividiría entre los organismos participantes, correspondiendo 2/3 a la NASA, 1/6 a la ESA y 1/6 al SERC del Reino Unido.

El espejo del telescopio era un reflector del tipo Ritchey-Chrétien , que cuenta con espejos primario y secundario hiperbólicos . El primario tenía un diámetro de 45 cm (18 pulgadas) . El telescopio fue diseñado para proporcionar imágenes de alta calidad en un campo de visión de 16 minutos de arco (aproximadamente la mitad del diámetro aparente del Sol o la Luna ). El espejo primario estaba hecho de berilio y el secundario de sílice fundida ; materiales elegidos por su ligereza, coste moderado y calidad óptica.  

La instrumentación a bordo consistía en sensores de error fino (FES), que se utilizaban para apuntar y guiar el telescopio, un espectrógrafo de alta resolución y otro de baja resolución, y cuatro detectores.

Había dos sensores de error fino (FES), cuyo propósito principal era obtener imágenes del campo de visión del telescopio en luz visible . Podían detectar estrellas de hasta magnitud 14 , aproximadamente 1500 veces más débiles de lo que se puede ver a simple vista desde la Tierra . La imagen se transmitía a la estación terrestre, donde el observador verificaba que el telescopio apuntara al campo correcto y, a continuación, adquiría el objeto exacto que se iba a observar. Si el objeto a observar era más débil que la magnitud 14, el observador apuntaba el telescopio a una estrella visible y aplicaba correcciones "ciegas", determinadas a partir de las coordenadas de los objetos. La precisión del apuntamiento era generalmente mejor que 2 segundos de arco para las correcciones ciegas ^{[ 9 ].}

Las imágenes de adquisición FES eran la única capacidad de imagen del telescopio; para las observaciones UV, solo registraba el espectro . Para ello, estaba equipado con dos espectrógrafos. Se denominaban espectrógrafo de longitud de onda corta (SWS) y espectrógrafo de longitud de onda larga (LWS), y cubrían rangos de longitud de onda de 115 a 200 nanómetros y de 185 a 330 nm, respectivamente. Cada espectrógrafo tenía modos de alta y baja resolución, con resoluciones espectrales de 0,02 y 0,60 nm, respectivamente. ^{[ 10 ]}

Los espectrógrafos podían utilizarse con dos aperturas. La apertura mayor era una ranura con un campo de visión de aproximadamente 10 × 20 segundos de arco; la apertura menor era un círculo de unos 3 segundos de arco de diámetro. La calidad de la óptica del telescopio era tal que las fuentes puntuales aparecían con un diámetro de unos 3 segundos de arco, por lo que el uso de la apertura menor requería una puntería muy precisa y no necesariamente captaba toda la luz del objeto. Por consiguiente, la apertura mayor era la más utilizada, y la apertura menor solo se empleaba cuando el campo de visión mayor habría contenido emisiones no deseadas de otros objetos. ^{[ 10 ]}

Cada espectrógrafo contaba con dos cámaras: una principal y una de reserva en caso de fallo de la primera. Las cámaras se denominaban LWP, LWR, SWP y SWR, donde P significa principal, R redundante y LW/SW longitud de onda larga/corta . Eran cámaras de televisión , sensibles únicamente a la luz visible, y la luz captada por el telescopio y los espectrógrafos incidía primero en un convertidor UV-visible. Este convertidor consistía en un cátodo de cesio - telurio , inerte a la luz visible, pero que emitía electrones al ser impactado por fotones UV debido al efecto fotoeléctrico . Los electrones eran detectados por las cámaras de televisión. La señal podía integrarse durante varias horas antes de ser transmitida a la Tierra al finalizar la exposición. ^{[ 7 ]}

El IUE fue lanzado desde el Centro Espacial Kennedy , Florida , en un vehículo de lanzamiento Thor-Delta, el 26 de enero de 1978. ^{[ 11 ]} Fue lanzado a una órbita de transferencia , desde la cual su vehículo de lanzamiento a bordo lo impulsó a su órbita geosíncrona planificada. La órbita estaba inclinada 28,6° con respecto al ecuador terrestre y tenía una excentricidad orbital de 0,24, lo que significa que la distancia del satélite a la Tierra variaba entre 25.669 km (15.950 mi) y 45.887 km (28.513 mi) . ^{[ 7 ]} La trayectoria terrestre estaba inicialmente centrada en una longitud de aproximadamente 70° Oeste.    

Los primeros 60 días de la misión se designaron como el período de puesta en marcha. Este se dividió en tres etapas principales. En primer lugar, tan pronto como se encendieron sus instrumentos, el IUE observó un pequeño número de objetos de alta prioridad, para asegurar que se hubieran tomado algunos datos en caso de una falla temprana. El primer espectro, de la estrella Eta Ursae Majoris , se tomó con fines de calibración tres días después del lanzamiento. ^{[ 11 ]} Las primeras observaciones científicas se dirigieron a objetos que incluían la Luna , los planetas desde Marte hasta Urano , estrellas calientes como Eta Carinae , estrellas gigantes frías como Epsilon Eridani , el candidato a agujero negro Cygnus X-1 y galaxias como Messier 81 (M81) y Messier 87 (M87). ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

Luego, se probaron y optimizaron los sistemas de la nave espacial. Se enfocó el telescopio y se probaron las cámaras principal y redundante en ambos canales. Se descubrió que la cámara SWR no funcionaba correctamente, por lo que se utilizó la cámara SWP durante toda la misión. Inicialmente, esta cámara presentaba un ruido electrónico significativo, pero se determinó que se debía a un sensor utilizado para alinear el telescopio después del lanzamiento. Una vez desactivado este sensor, la cámara funcionó como se esperaba. ^{[ 11 ]} Posteriormente, se ajustaron las cámaras para obtener el mejor rendimiento, y se evaluó y optimizó el movimiento y guiado del telescopio. ^{[ 17 ]}

Finalmente, se estudiaron y caracterizaron la calidad de la imagen y la resolución espectral, y se calibró el rendimiento del telescopio, los espectrógrafos y las cámaras utilizando observaciones de estrellas bien conocidas . ^{[ 17 ]} Una vez completadas estas tres fases, la "fase rutinaria" de operaciones comenzó el 3 de abril de 1978. Las operaciones de optimización, evaluación y calibración estaban lejos de haber concluido, pero el telescopio se comprendía lo suficientemente bien como para comenzar las observaciones científicas rutinarias. ^{[ 17 ]}

Durante la mayor parte de su vida útil, el telescopio operó en tres turnos de ocho horas al día, dos desde la estación terrestre estadounidense en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard en Maryland , y uno desde la estación terrestre de la ESA en Villanueva de la Cañada cerca de Madrid . ^{[ 19 ]} Debido a su órbita elíptica, la nave espacial pasaba parte de cada día en los cinturones de radiación de Van Allen , durante los cuales las observaciones científicas sufrían un mayor ruido de fondo. Este tiempo ocurría durante el segundo turno estadounidense de cada día y generalmente se utilizaba para observaciones de calibración y mantenimiento de la nave espacial, así como para observaciones científicas que podían realizarse con tiempos de exposición cortos. ^{[ 20 ]} Los traspasos transatlánticos dos veces al día requerían contacto telefónico entre España y Estados Unidos para coordinar el cambio. Las observaciones no se coordinaban entre las estaciones, por lo que los astrónomos que tomaban el relevo después del traspaso no sabían hacia dónde apuntaría el telescopio al comienzo de su turno. Esto a veces significaba que los turnos de observación comenzaban con una larga maniobra de apuntamiento, pero permitía la máxima flexibilidad en la programación de los bloques de observación.

Los datos se transmitían a la Tierra en tiempo real al final de cada observación científica. La lectura de la cámara formaba una imagen de 768 × 768 píxeles , y el convertidor analógico-digital resultaba en un rango dinámico de 8 bits . ^{[ 7 ]} Los datos se transmitían a la Tierra a través de uno de los seis transmisores de la nave espacial; cuatro eran transmisores de banda S , ubicados en puntos alrededor de la nave de manera que, independientemente de su orientación, uno pudiera transmitir a la Tierra, y dos eran transmisores de muy alta frecuencia (VHF), que podían soportar un ancho de banda menor , pero consumían menos energía y también transmitían en todas las direcciones. Los transmisores VHF se utilizaban cuando la nave espacial estaba en la sombra de la Tierra y, por lo tanto, dependía de la energía de la batería en lugar de la energía solar. ^{[ 21 ]}

En condiciones normales de funcionamiento, los observadores podían mantener el telescopio en posición y esperar aproximadamente 20 minutos para la transmisión de datos, si deseaban repetir la observación, o podían apuntar al siguiente objetivo e iniciar la transmisión de datos a la Tierra mientras observaban dicho objetivo. Los datos transmitidos se utilizaban únicamente para una "visión rápida", y el personal del IUE realizaba la calibración completa posteriormente. Los astrónomos recibían sus datos en cinta magnética por correo postal, aproximadamente una semana después de su procesamiento. A partir de la fecha de la observación, los observadores disponían de un período de propiedad de seis meses durante el cual solo ellos tenían acceso a los datos. Transcurridos seis meses, estos se hacían públicos. ^{[ 22 ]}

Se observaron todos los planetas del Sistema Solar excepto Mercurio ; el telescopio no podía apuntar a ninguna parte del cielo dentro de los 45° del Sol, y la mayor distancia angular de Mercurio al Sol es de solo unos 28°. Las observaciones de Venus realizadas por el IUE mostraron que la cantidad de monóxido de azufre y dióxido de azufre en su atmósfera disminuyó considerablemente durante la década de 1980. ^{[ 24 ]} La razón de esta disminución aún no se comprende del todo, pero una hipótesis es que una gran erupción volcánica inyectó compuestos de azufre en la atmósfera, y que estos disminuyeron tras el fin de la erupción. ^{[ 25 ]}

El cometa Halley alcanzó el perihelio en 1986 y fue observado intensamente con el IUE, así como con un gran número de otras misiones terrestres y satelitales. Se utilizaron espectros UV para estimar la tasa de pérdida de polvo y gas del cometa, y las observaciones del IUE permitieron a los astrónomos estimar que un total de 3 × 10⁸ ^toneladas de agua se evaporaron del cometa durante su paso por el sistema solar interior. ^{[ 26 ]}

Algunos de los resultados más significativos del IUE se obtuvieron en el estudio de estrellas calientes. Una estrella con una temperatura superior a los 10 000 K emite la mayor parte de su radiación en el ultravioleta, por lo que, si solo se puede estudiar en luz visible, se pierde una gran cantidad de información. La gran mayoría de las estrellas son más frías que el Sol, pero entre las más calientes se encuentran estrellas masivas y muy luminosas que expulsan enormes cantidades de materia al espacio interestelar, así como enanas blancas , que representan la etapa final de la evolución estelar para la gran mayoría de las estrellas y que alcanzan temperaturas de hasta 100 000 K en su formación.

El IUE descubrió muchos casos de enanas blancas que acompañan a estrellas de la secuencia principal . Un ejemplo de este tipo de sistema es Sirio , y en longitudes de onda visibles, la estrella de la secuencia principal es mucho más brillante que la enana blanca. Sin embargo, en el ultravioleta, la enana blanca puede ser igual de brillante o incluso más, ya que su mayor temperatura implica que emite la mayor parte de su radiación en estas longitudes de onda más cortas. En estos sistemas, la enana blanca era originalmente la estrella más masiva, pero ha perdido la mayor parte de su masa durante las últimas etapas de su evolución. Los sistemas binarios de estrellas proporcionan la única forma directa de medir la masa de las estrellas, a partir de observaciones de sus movimientos orbitales. Por lo tanto, las observaciones de sistemas binarios de estrellas donde los dos componentes se encuentran en etapas tan diferentes de evolución estelar pueden utilizarse para determinar la relación entre la masa de las estrellas y su evolución. ^{[ 27 ]}

Las estrellas con masas de alrededor de diez veces la del Sol o superiores tienen vientos estelares potentes . El Sol pierde aproximadamente 10⁻¹⁴ ^masas solares por año en su viento solar , que viaja a una velocidad de hasta unos 750 km/s (470 mi/s) , pero las estrellas masivas pueden perder hasta mil millones de veces más material cada año en vientos que viajan a varios miles de kilómetros por segundo. Estas estrellas existen durante unos pocos millones de años, y durante este tiempo el viento estelar se lleva una fracción significativa de su masa y juega un papel crucial en la determinación de si explotan como supernovas o no. ^{[ 28 ]} Esta pérdida de masa estelar se descubrió por primera vez utilizando telescopios a bordo de cohetes en la década de 1960, pero el IUE permitió a los astrónomos observar un número muy grande de estrellas, lo que permitió los primeros estudios adecuados de cómo la pérdida de masa estelar está relacionada con la masa y la luminosidad. ^{[ 29 ] [ 30 ]}  

En 1987, una estrella en la Gran Nube de Magallanes explotó como una supernova . Designada como SN 1987A , este evento fue de enorme importancia para la astronomía, ya que fue la supernova conocida más cercana a la Tierra y la primera visible a simple vista desde la estrella de Kepler en 1604, antes de la invención del telescopio . La oportunidad de estudiar una supernova con mucha más precisión que nunca antes había sido posible desencadenó intensas campañas de observación en todos los principales observatorios astronómicos, y las primeras observaciones del IUE se realizaron aproximadamente 14 horas después del descubrimiento de la supernova. ^{[ 31 ]}

Los datos del IUE se utilizaron para determinar que la estrella progenitora había sido una supergigante azul , cuando la teoría había predicho fuertemente una supergigante roja . ^{[ 32 ]} Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble revelaron una nebulosa que rodeaba a la estrella progenitora que consistía en masa perdida por la estrella mucho antes de que explotara; los estudios del IUE de este material mostraron que era rico en nitrógeno , que se forma en el ciclo CNO , una cadena de reacciones nucleares que produce la mayor parte de la energía emitida por estrellas mucho más masivas que el Sol. ^{[ 33 ]} Los astrónomos infirieron que la estrella había sido una supergigante roja y había arrojado una gran cantidad de materia al espacio, antes de evolucionar a una supergigante azul y explotar.

El IUE se utilizó ampliamente para investigar el medio interestelar (ISM). El ISM se observa normalmente analizando fuentes de fondo como estrellas calientes o cuásares; el material interestelar absorbe parte de la luz de la fuente de fondo, por lo que se puede estudiar su composición y velocidad. Uno de los primeros descubrimientos del IUE fue que la Vía Láctea está rodeada por un vasto halo de gas caliente, conocido como corona galáctica . ^{[ 34 ]} El gas caliente, calentado por rayos cósmicos y supernovas , se extiende varios miles de años luz por encima y por debajo del plano de la Vía Láctea. ^{[ 35 ]}

Los datos del IUE también fueron cruciales para determinar cómo la luz de fuentes distantes se ve afectada por el polvo a lo largo de la línea de visión. Casi todas las observaciones astronómicas se ven afectadas por esta extinción interestelar , y corregirla es el primer paso en la mayoría de los análisis de espectros e imágenes astronómicas. Los datos del IUE se utilizaron para demostrar que, dentro de la galaxia, la extinción interestelar puede describirse bien mediante unas pocas ecuaciones sencillas. La variación relativa de la extinción con la longitud de onda muestra poca variación con la dirección; solo cambia la cantidad absoluta de absorción. La absorción interestelar en otras galaxias puede describirse de manera similar mediante "leyes" bastante sencillas. ^{[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

El IUE mejoró enormemente la comprensión que los astrónomos tienen de los núcleos galácticos activos (AGN). Antes de su lanzamiento, 3C 273 , el primer cuásar conocido, era el único AGN que se había observado en longitudes de onda ultravioleta. Gracias al IUE, los espectros ultravioleta de los AGN estuvieron ampliamente disponibles.

Un objetivo particular fue NGC 4151 , la galaxia Seyfert más brillante . Poco después del lanzamiento del IUE, un grupo de astrónomos europeos aunaron su tiempo de observación para observar repetidamente la galaxia y medir las variaciones de su emisión ultravioleta a lo largo del tiempo. Descubrieron que la variación ultravioleta era mucho mayor que la observada en longitudes de onda ópticas e infrarrojas. Las observaciones del IUE se utilizaron para estudiar el agujero negro en el centro de la galaxia, cuya masa se estimó entre 50 y 100 millones de veces la del Sol. ^{[ 39 ]} La emisión ultravioleta varió en escalas de tiempo de unos pocos días, lo que implica que la región de emisión tenía solo unos pocos días luz de diámetro. ^{[ 23 ]}

Las observaciones de cuásares se utilizaron para explorar el espacio intergaláctico. Las nubes de gas de hidrógeno entre la Tierra y un cuásar determinado absorben parte de su emisión en la longitud de onda de Lyman alfa . Debido a que las nubes y el cuásar se encuentran a diferentes distancias de la Tierra y se mueven a diferentes velocidades debido a la expansión del universo , el espectro del cuásar presenta un "bosque" de características de absorción en longitudes de onda más cortas que su propia emisión de Lyman alfa. Antes del IUE, las observaciones de este llamado bosque de Lyman alfa se limitaban a cuásares muy distantes, para los cuales el corrimiento al rojo causado por la expansión del universo los situaba en longitudes de onda ópticas. El IUE permitió estudiar cuásares más cercanos, y los astrónomos utilizaron estos datos para determinar que hay menos nubes de hidrógeno en el universo cercano que en el universo distante. Esto implica que, con el tiempo, estas nubes se han convertido en galaxias. ^{[ 40 ]}

Este experimento incluyó el paquete de espectrógrafo ultravioleta del IUE, compuesto por dos unidades de espectrógrafo/cámara echelle físicamente distintas, capaces de realizar observaciones astronómicas. Cada espectrógrafo era un sistema echelle de tres elementos compuesto por un colimador paraboloide fuera del eje, una rejilla echelle y una rejilla esférica de primer orden que se utilizaba para separar los órdenes echelle y enfocar la visualización espectral en un convertidor de imagen más una cámara SEC Vidicon. Había una cámara de repuesto para cada unidad. Las unidades de cámara podían integrar la señal. El ciclo de lectura/preparación de las cámaras duraba aproximadamente 20 minutos. La calibración de la longitud de onda se realizó mediante el uso de una lámpara de comparación de cátodo hueco. La calibración fotométrica se llevó a cabo observando estrellas estándar cuyos flujos espectrales habían sido previamente calibrados por otros medios.

Ambas unidades de espectrógrafo/cámara Echelle eran capaces de ofrecer un rendimiento de alta resolución (0,1 Angstrom (Å)) o baja resolución (6 Å). La capacidad dual de alta/baja resolución se implementó mediante la inserción de un espejo plano delante de la rejilla Echelle, de modo que la única dispersión la proporcionaba la rejilla esférica. Dado que los vidicones SEC podían integrar la señal durante varias horas, se podían obtener datos con una relación señal/ruido de 50 para estrellas B0 de magnitud 9 y 14 en los modos de alta y baja resolución, respectivamente.

La característica distintiva de las unidades era su cobertura de longitud de onda. Una unidad cubría el rango de longitud de onda de 1192 a 1924 Å en el modo de alta resolución y de 1135 a 2085 Å en el modo de baja resolución. Para la otra unidad, los rangos eran de 1893 a 3031 Å y de 1800 a 3255 Å para los modos de alta y baja resolución, respectivamente. Cada unidad también tenía su propia opción de apertura de entrada: un orificio de 3 segundos de arco o una ranura de 10 por 20 segundos de arco. Las ranuras de 10 por 20 segundos de arco podían bloquearse con un obturador común, pero la apertura de 3 segundos de arco siempre estaba abierta. Como resultado, eran posibles dos configuraciones de apertura: (1) ambas aperturas de 3 segundos de arco abiertas y ambas ranuras de 10 por 20 segundos de arco cerradas, o (2) las cuatro aperturas abiertas. Con esta instrumentación, las opciones de observación disponibles para un observador eran espectrógrafo de longitud de onda larga y/o corta, alta o baja resolución y aperturas grandes o pequeñas. Se podían realizar exposiciones con los dos espectrógrafos simultáneamente, pero las aperturas de entrada de cada uno eran distintas y estaban separadas en el cielo por aproximadamente 1 minuto de arco. Una restricción adicional era que solo se podían leer datos de una cámara a la vez. Sin embargo, se podía exponer una cámara mientras se leían los datos de la otra. La elección de alta o baja resolución podía hacerse de forma independiente para los dos espectrógrafos. ^{[ 41 ]}

El experimento de monitorización del flujo de partículas se instaló en el IUE para monitorizar los flujos de electrones atrapados que afectaban a la sensibilidad del sensor ultravioleta en el experimento del paquete de espectrógrafo del IUE, NSSDC ID 1978-012A-01. El monitor de flujo de partículas era un detector de silicio con deriva de litio con un campo de visión cónico de medio ángulo de 16°. Tenía un absorbedor de aluminio de 0,357 g/cm² ^delante del colimador y un blindaje de latón con un espesor mínimo de 2,31 g/cm² ^. El umbral de energía efectivo para las mediciones de electrones era de 1,3 MeV . El experimento también era sensible a protones con energías superiores a 15 MeV. El instrumento se utilizó como herramienta operativa para ayudar a determinar la radiación de fondo y el tiempo de exposición aceptable de la cámara. Los datos también fueron útiles como monitor de los flujos de radiación atrapada. El instrumento fue proporcionado por el Dr. C. Bostrom del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins . El instrumento se apagó el 4 de octubre de 1991 porque estaba dando información errónea. ^{[ 42 ]}

El archivo del IUE es uno de los archivos astronómicos más utilizados. ^{[ 44 ]} Los datos se archivaron desde el inicio de la misión, y el acceso al archivo era gratuito para cualquiera que deseara usarlo. Sin embargo, en los primeros años de la misión, mucho antes de la llegada de la World Wide Web y los enlaces de transmisión de datos globales de alta velocidad, el acceso al archivo requería una visita en persona a una de las dos Instalaciones Regionales de Análisis de Datos (RDAF), una en la Universidad de Colorado y la otra en el GSFC . ^{[ 45 ]}

En 1987, fue posible acceder al archivo electrónicamente, conectándose por teléfono a una computadora en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard. El archivo, que entonces sumaba 23 GB de datos, estaba conectado a la computadora mediante un dispositivo de almacenamiento masivo. Un solo usuario a la vez podía conectarse y recuperar una observación en 10 a 30 segundos. ^{[ 46 ]}

Al entrar la misión en su segunda década, se elaboraron planes para su archivo final. A lo largo de la misión, se perfeccionaron las técnicas de calibración y el software final para la reducción de datos ofreció mejoras significativas con respecto a las calibraciones anteriores. Finalmente, se recalibró todo el conjunto de datos brutos disponibles utilizando la versión final del software de reducción de datos, creando un archivo uniforme de alta calidad. ^{[ 47 ]} Actualmente, el archivo se encuentra alojado en el Archivo Mikulski para Telescopios Espaciales del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial y está disponible a través de la World Wide Web y API. ^{[ 48 ]}

La misión IUE, debido a su muy larga duración y al hecho de que durante la mayor parte de su existencia solo proporcionó a los astrónomos acceso a la luz ultravioleta, tuvo un gran impacto en la astronomía. Al finalizar su misión, se la consideraba, con mucho, la misión de observatorio espacial más exitosa y productiva. ^{[ 3 ]} Durante muchos años después de la finalización de la misión, su archivo fue el conjunto de datos más utilizado en astronomía, y los datos de la IUE se han utilizado en más de 250 proyectos de doctorado en todo el mundo. ^{[ 44 ]} Se han publicado casi 4000 artículos revisados ​​por pares basados ​​en datos de la IUE, incluidos algunos de los artículos de astronomía más citados de todos los tiempos. El artículo más citado basado en datos de la IUE es uno que analiza la naturaleza del enrojecimiento interestelar , que posteriormente ha sido citado más de 5500 veces. ^{[ 36 ]}

El Telescopio Espacial Hubble lleva 31 años en órbita (a fecha de 2021) y sus datos se han utilizado en casi 10 000 publicaciones revisadas por pares hasta ese momento. ^{[ 49 ]} En 2009, los astronautas que lo transportaban en el transbordador espacial instalaron el espectrógrafo de orígenes cósmicos en el HST , y este dispositivo registra el espectro ultravioleta , demostrando así cierta capacidad de observación ultravioleta en ese período. Otro telescopio espacial ultravioleta, con un enfoque muy diferente, fue el telescopio espacial de imágenes de gran angular GALEX, que operó entre 2003 y 2013.

Algunos proyectos de telescopios, como Habex o el Telescopio Espacial de Gran Apertura de Tecnología Avanzada (ATLAST), incluían capacidad ultravioleta, aunque no está claro si tienen perspectivas reales. En la década de 2010, muchos proyectos de telescopios atravesaban dificultades, e incluso algunos observatorios terrestres vieron la posibilidad de ser clausurados, supuestamente para ahorrar presupuesto.