martes, 11 de febrero de 2014

GAIA : EL CARTOGRAFO DE LA VIA LACTEA .


En  la  entrada  anterior  dije  que  todavia  estamos  en  pañales  en  cuanto  a   la  busqueda  de  vida  extraterrestre  ,  por  supuesto  que  la  sonda  Gaia  no  es  solo  para  buscar  vida  ,  la  prioridad  de  Gaia  es  cartografiar  mas  de  mil  millones  de  estrellas  ,  pero  que  estabamos  en  pañales  porque  todavia  no conocemos  a  la  Via  Lactea  a  fondo  .
Por  unos  meses    se  ira  probando  y  calibrando  a  este  monstruo  de  la  exploracion  del  Cosmos  , es  que  su  tecnologia  nunca  antes  se  aplico en  el  espacio  y  cada  instrumento  es  sensible  por  su  alta  tecnologia  , aparte  se  supone  que  quien  trabaje  de  aqui  en  mas  con  esta  sonda  debe  conocerla  a  fondo por  lo  complejo  que  es .




Fig 1.Diagrama  de  la  camara  digital   de  la  sonda  Gaia  . 



La  camara  digital  propiamente  dicha .

El  tamaño  del  plano  focal de  la  camara  es  de  104,26  por  42,35  centimetros  de  tamaño  que  ofrece  un  total  de  106  dispositivos  de carga  acoplada  que  se  utilizan  como  detectores  ,  cada  CCD  es  de  4500  por  1996  pixeles de  tamaño  con  los  pixeles  que  son  10  micrometros  por  30  micrometros de  tamaño  , los  CCD  estan  dispuesto  en  filas  de  7  y  17  columnas  , Fig 1 .
Debido  a  que  la  sonda  Gaia  gira   lentamente  perpendicular  a  la  direccion  de  la  mirada  , la  imagen  se  mueve  a  traves  del  plano  focal  como  la  sonda  espacial  gira  ,  lo  que  significa  que  cada  estrella  pasa  a  lo  largo  de  una  fila  de  los  CCD  que  permiten  a  los  CCDs  de  instrumentos  individuales   que  se  agrupan  en  columnas  con  el  fin   de  que  cada  instrumento  detectar  cada  unas  de  las  estrellas  detectables  dentro  del  campo  de  vision  .

Fig 2 . Sky Mapper .

Como  la  luz  de  una  estrella  en  particular  entra  en  el  instrumento  , que  entra  por  primera  vez  en  la  parte  de  Sky  Mapper  del  conjunto  del  plano  focal  ,  se  trata  de  dos  columnas  de  CCD   -cada  objeto  brillante  de  20  mag  cruzar  el  plano  focal  esta  bien  registrado  por  SM1  y SM2  para  diferenciar  entre los  objetos  que  son  observados  a  traves  del telescopio  1   y  2  ,  esto  se  logra  mediante  una  mascara  fisica  que  se  instala  en  la  imagen  intermedia  de  cada  telescopio  para  bloquear  ya  sea  SM1  o   SM2   ,  los  objetos  que  estan  registrados  por  el  Sky  Mapper  se  siguieron  observando  a  medida  que cruzan   el  plano  focal  sea  capaz  de  decir  las  dos  imagenes  de  los  dos  telescopios  separados , Fig 2 .
El  Sky  Mapper  asigna  una  ventana  a  cada   objeto  de  limitar  la  cantidad  de pixeles  del  CCD  que  tiene  que  ser  de  lectura  posteriormente  para  reducir  el  ruido  y  reducir  la  cantidad  total  de  datos  que  ha  de  ser   enlace  descendente , el  tamaño  de  la ventana  se  ha  optado por  crear  los  mejores  resultados  de  los  tres  instrumentos  ,  teniendo  en cuenta  la  resolucion  de  imagenes  de  las  estrellas  ,  la   mancha  en  el  sentido  de  la  exploracion   a  traves  de  el  interes  cientifico  en  las  estrellas  dobles  y  el  cielo  de  fondo  que  tiene  que  ser  conocido por  sustraccion , tamaños  de  ventanas  varian  con el  brillo  de  una  estrella  y  la  ventana  de  tamaños  esta optimizados  para  el  proposito  de  la columna  de  cada CCD .

 Tamaño  de  la  ventana  depende  del  brillo .



Fig 3 . Instrumento  Astrometrico .

Despues  de  pasar  el  Sky  Mapper  ,  los  objetos  son  detectados  por  un  total  de  62  CCDs  astrometricas  que  ocupan  nueve  columnas  CCD , la  primera  columna  de  CCD  se  utiliza  para  verificar   que  el  Sky   Mapper  haya  registrado  objetos  reales  con   el  fin  de  filtrar  las  lecturas  falsas que  podrian  ser  causados  por  los  rayos  cosmicos  , los  objetos  entonces  cruzan  progresivamente  las proximas  ochos  columnas  AF  .
El  instrumento  astrometrica  devuelve  datos  que  permite  a  los cientificos  para  medir  los centroides de  imagen  con  el  fin  de  medir  la  separacion  relativa  de  los  miles  de  estrellas  simultaneamente  presentes  en  el  campo  conbinado  de  vista  , el  instrumento  funciona  a  una  alta  resolucion  angular  , la  exploracion  del cielo  en   un  periodo  de  cinco  años  permite  a  Gaia  para  grabar cada  estrella en  el  contexto  de  las  miles  de  estrellas  que  rodean  a  fin  de  que  el  procesamiento  de  datos  sobre  el  terreno  ofrece  las  cinco  principales  parametros  astrometricas - dos  parametros  de  de  posicion  angular  ,  dos  especificando  movimiento propio  ,  y  la  paralaje , ,  los parametros  adicionales  tales  como  binarios  orbitales  , planetas  extrasolares  y objeto  del  sistema  solar pueden  ser  determinados  por  hacer multiples  observaciones .
La  tarea  de  procesamientos  de  datos  realizado  en  el  suelo  es  muy  complejo  - todas  las  mediciones  relativas  de  un  objeto  tiene que  estar  vinculadas  y  las  medidas  de  localizacion  tienen  que ser  convertidos  a   partir  de  pixeles  en  coordenadas  de  campos  angulares  , esto  se  logra  mediante  una  calibracion  geometrica  del  plano  focal  y  calibraciones  de  actitud  del  instrumento  y  el  angulo  basico .Procesamiento  de  datos  tambien  incluye  correcciones  para  los  cambios  cromaticos  ,  aberracion    y  desviacion  de  la  luz  , Fig  3 .

Fig 4 . Instrumento  Fotometrica  .

Despues  de cruzar  los  detectores  astrometricos  , los  objetos  pasan  a  traves  de  los  CCDs  fotometricos  , antes  de  llegar  a   los  detectores  fotometricos  de  instrumentos  , la  luz  pasa  a  traves  de  dos  prismas  de  sílice    fundido  de  baja  resolucion  que  actuan  como  elementos  dispersivos  con  filtros  de  banda  ancha   para  bloquear  la   luz  no  deseada , unos  de  los prismas  , llamado  BP  para  Blue  fotometro  ,  opera  en  un rango  de  longitud  de  onda  de  330-680 nm  y  pasa   la  luz  dispersa  en  una  columna  dedicada  de  7  detectores  en  el  plano  focal , el  RP  , Rojo  fotometro  , opera  en  un  rango  de  longitud  de  onda  de  640-1000 nm  y  pasa  su  luz  dispersa  en  una  tira  separada  de  detectores  .
 El  instrumento fotometrica  tambien  utiliza  Sky  Mapper  de  datos  para  el  seguimiento de  objetos  y  la  confirmacion  que  significa  que  todos  los  objetos  que  estan  cubiertos  por  el  instrumento astrometrico   tambien  estan  cubiertos  por  el  instrumento  fotometrico  , ,  el  4.500  por  1966  pixeles   CCD  tambien  son  operados  en el  modo de  integracion  con  retardo  con  recubrimientos  antirreflectantes  y  eficiencias  cuanticas  que  se  optimizan  por  separados para  BP  y  RP .
Combinados ,  los  dos  espectros  son  adquiridos  para  cubrir  todo  el  espectro  visible  y  el  infrarrojo  cercano  ,  los  prismas  tienen  dispersion  que  es  mas  alta  en  longitudes  de  ondas cortas  de  4  a  32  nm/pixel para  BP  y  de  7  a  15  nm/pixel  para  RP   , los  datos  espectros  son similares  en  tamaño ,  aproximadamente  45  pixeles  a  lo  largo  de  exploracion , fotometrica  de  datos  se  utiliza  para  medir  la distribucion  de  la   energia   espectral de  todos  los  objetos  observados  , estos  datos  sirven  para  dos  propositos  :  se  puede  utilizar  para  corregir  las  posiciones  del  centroide  en  el  campo  astrometrica  principal  para  cambios  cromaticos  sistematicas  , tambien  fotometrica  de  datos  se  utiliza  para  determinar  las  propiedades  fisicas  de  los objetos  tales  como  la   temperatura  efectiva  ,  la  masa  ,  la  edad y  la  composicion  quimica , Fig 4 .

 La  luz  pasa  a traves  de  dos  prismas  de  sílice  fundido  de  baja  resolucion  que  actuan como  elementos  dispersivos  con  filtros  de  banda  ancha  para bloquear  la  luz  no  deseada .


Fig 5 . Espectrometro  de  Velocidad  Radial  .

El  conjunto  de detectores  final  sobre  el  plano  focal  consiste  en  tres  columnas  con  cuatro  CCDs  que  se  dedican  a  la  Radial  Velocity  Instrument , entre  el  espejo  M6  y  los  detectores  RVS  ,  un  modulo optico  se  encuentra  ,  este  modulo  consiste  en  una  placa  de  rejilla  , una  placa  de filtro  y cuatro  lentes  de  sílice  fundida  que  corrigen  las  principales  aberracciones  del  campo  fuera  del eje de  los  telescopios  de  Gaia  .
La  dispersion  espectral  se  encuentra  en  la  direccion  a   lo  largo  de  la  exploracion  , un  filtro  de  paso  de  banda  limita  el  rendimiento  de  la  gama  de  longitud  de  onda  deseada  de  847  a  874  nanometros , RVS   tambien  utiliza  la  funcion  Sky  Mapper  para  la  deteccion  de  objetos  y  de  la  confirmacion  ,  mientras  que  una  seleccion  de  objetos  final  se  realiza  a   traves  de  los  datos  facilitados  por  el  fotometro  red  del  instrumento  fotometrica  , los  CCD  utilizados  por  RVS  son  identicos  a  los utilizados  para los  otros  instrumentos  , RVS  reraliza  analisis  de  cada  objeto  observado  y  se  realizara  40 veces  a  lo  largo  de  la  mision  Gaia  .
La  alta  resolucion  de  cerca  de  espectros  infrarrojos  proporcionado por  RVS  proporcionan datos  sobre  las  mas  brillantes  de  150  millones  de  estrellas  en  el  cielo  ( brillante  que  17mag ) , Fig 5 .


Estos  espectros  proporcionan  informacion  de  velocidad  radial  que  se  utilizan para  estudiar  la  evolucion  cinematica  y  dinamica  de  la  Via  Lactea  , velocidades  radiales  se  derivan  de  tres  lineas  de  calcio  aislados en  849.8 ,  854.2   y 855.2   nm,  otras  lineas  de  la  847  a la  gama  de  874 nm  pueden  proporcionar  datos  sobre  la  composicion  de  la  estrella  , la  gravedad  de  la superficie  y  la  abundancia  de  metal  .


Aqui se  observa  una  imagen  de  calibracion  de Gaia , obtenida  el  6  de  febrero  , esta  imagen  de  calibracion  nos  muestra  un  denso   cumulo  de  estrellas  en  la  gran  Nube  de  Magallanes .


Durante  su  mision  Gaia  generara 200  terabytes  de  datos  ,  Gaia  gira  alrededor  de  su  eje  (azul )cada  seis  horas  , a  medida que  gira ,  el  eje  cambia  de direccion  como  un  giroscopio , se  coloca  alrededor  cada  63  dias  , entre  la rotacion  y  el  bucle  y  la  orbita  de  la  nave  alrededor  del  Sol ,  Gaia  sigue  un  camino  (amarillo ) que  cubre  todo  el cielo  .
Como  se  ve  no  es  facil  y  por  eso  lleva  meses  de  calibracion  ,  una   puesta  a  punto  nos  va  a  dar  grandes  maravillas  de  nuestra  galaxia  , se  tendra  toda  la  informacion  de su  trabajo  recien  3  años  despues  de terminada  su  mision  ,  por  supuesto  que  a  medida  que  vaya  obteniendo  informacion  o  descubrimiento  va  a  ir  dando datos  a  la  Tierra  .
Como  se  ve  con  esta  nueva  forma  de  escanear  la  Via  Lactea  ,  todas  las  precauciones  sobre  las  calibraciones  de  todos  los  elementos  de  el  telescopio  Gaia  no  esta  demas  ,  solo  nos  queda  tener  paciencia  para  ver  los  resultados  de  su  trabajo  en  estos  cinco  años  .

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