Source: http://www.the-athena-x-ray-observatory.eu/es/mission-2.html
Timestamp: 2018-02-23 02:39:08+00:00

Document:
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).
Actualmente, la misión Athena está en Fase A de estudio llevado a cabo por dos consorcios industriales contratados por la ESA. Desde el inicio de la Fase A a mediados de 2015 hasta abril de 2016 (comienzo de la Fase A1), los dos consorcios han estudiado 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). 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 órbita L2.
La Revisión de Consolidación de la Misión (MCR) tuvo lugar en abril/mayo de 2016 (ver informe en el Boletín de la Comunidad Athena #1). El panel del MCR hizo una serie de recomendaciones que tienen que ser abordadas antes de finales del 2016.
La Fase A de estudio terminará a finales del 2017 con la Revisión de los Requisitos Preliminares (PRR), seguida de una Fase B1 hasta mediados del 2019 que finalizará con la Revisión de los Requisitos de Sistema (SRR). La adopción de la misión por el Comité del Programa Científico de la ESA (SPC) debería producirse a comienzos del 2020, para un lanzamiento en el 2028.
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 y SRG/eROSITA.
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.
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 una plataforma móvil para los instrumentos o 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.

References: resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución 
 resolución