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 .
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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