LA ASTRONOMÍA GAMMA
( Por Filomeno Sánchez )
El IFIC participa, a través de una estrecha colaboración con el grupo de Astronomía y Ciencias del Espacio de la Universidad de Valencia en el desarrollo de instrumentación embarcada en satélites dedicada a la observación de fuentes celestes emisores de fotones de alta energía. El proyecto más importante en el que se ha participado es INTEGRAL (INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory).
El universo visto en alta energía
El desarrollo de las técnicas de detección de los rayos X y gamma provenientes de fuentes celestes tuvo lugar después de la II Guerra Mundial, especialmente cuando se dispuso de la capacidad de colocar instrumentación dedicada a la detección de la radiación X-g fuera de la atmósfera. En primer lugar hay que considerar que en astronomía se considera "alta energía" a partir de 100 keV (bien entendido que la frontera resulta arbitraria, y podría considerarse valores ligeramente superiores o inferiores al aquí referenciado). No obstante, resulta interesante dar este número a fin de entender que en astronomía "alta energía" no tiene el mismo significado que el que habitualmente estamos acostumbrados a considerar en experimentos realizados en aceleradores terrestres. Habituados como estamos a la astronomía en el rango óptico, en donde las energías involucradas son del orden de unos pocos eV, no es difícil entender que el estudio de la emisión de la radiación X y gamma proporciona información específica acerca de los procesos y fenómenos más energéticos que tienen lugar en el Universo, que no podrían ser estudiados de otra manera.
Otro factor importante a tener en cuenta, y que explica la "juventud" de la astronomía de alta energía, es la necesidad de realizar las mediciones fuera de la atmósfera terrestre, ya que a las energías de interés la atmósfera absorbe la mayor parte de la radiación proveniente del exterior (Fig. 1). Por tanto se hace necesario la utilización de satélites y/o de globos sonda. No obstante, para energías por encima de los 100 GeV, resulta posible nuevamente la astronomía con instrumentos basados en Tierra, a partir de la cascada electromagnética producida en la atmósfera terrestre y la consiguiente detección de la luz de Cherenkov producida en el proceso.
Figura 1
En los años 60 se realizaron las primeras medidas, mediante detectores de radiación X y gamma a bordo de satélites y globos sonda, de flujos de radiación de alta energía de origen no terrestre. Desde entonces diferentes misiones (GRANAT/SIGMA, CGRO, Beppo-SAX...) han contribuido de manera muy significativa al estudio tanto de los procesos ( nucleosíntesis, partículas cargadas en campos eléctricos y magnéticos de alta intensidad, dispersión Compton inversa, des-excitación nuclear, aniquilación e+-e-,...) como de los escenarios celestes en los que se produce este tipo de emisión de alta energía (novas, supernovas, remanentes de supernovas, estrellas de neutrones, candidatos agujeros negros, sistemas de estrellas binarias con emisión de alta energía, Núcleos Activos de Galaxia, Gamma Ray Burst,...). De esta forma, en la actualidad se está empezando a poder "ver" el Universo en un rango de energía que hasta hace muy poco era inaccesible para la comunidad científica (Fig. 2,3).
Figura 2:Mapa en coordenadas galácticas obtenido por COMPTEL en el rango 1-30 MeV
(Strong et al., Proc. 3rd INTEGRAL Workshop, Astroph. Let. Comm. 39(1999)209.)
Figura 3: Emisión de 26Al, un isótopo de especial interés en los estudios de nucleosíntesis estelar.
El desarrollo de los intrumentos/misiones necesarias para la obtención de este tipo de información conlleva un gran esfuerzo tanto humano como material, siendo necesaria la colaboración de diferentes países para poder llevarlos a cabo. Este es el caso de la misión INTEGRAL (INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory), en cuyo desarrollo ha participado el IFIC junto con el grupo de Astronomía y Ciencias del Espacio de la Universidad de Valencia.
LA MISION INTEGRAL
INTEGRAL es una misión científica de la ESA en la que han participado diferentes países europeos (de manera especial Alemania, Francia, Italia, España, Dinamarca y Suiza) así como Rusia y los Estados Unidos. La misión va equipada con dos instrumentos principales, uno optimizado para espectroscopía fina (SPI, rango de energía 20 keV- 8 MeV, resolución angular 2º, resolución energía 2.2 keV FWHM @ 1.33 MeV) mientras que el otro ha sido optimizado para obtención de imágenes con muy buena resolución angular (IBIS, rango de energía 15 keV- 10 MeV, resolución angular 12 arcmin, resolución energía 9 keV FWHM @ 100keV) . Dos monitores, uno en el rango óptico (OMC) y otro en el de rayos X blandos (JEM-X, rango energía 3-35 keV) completan la instrumentación científica a bordo del satélite INTEGRAL. Con una masa total de 3600 kg, de los cuales alrededor de 2100 kg corresponden al equipamiento científico, el satélite INTEGRAL constituye la misión más ambiciosa en astronomía gamma de cuantas se han llevado a cabo hasta la fecha (Fig. 4), con una mejora en la sensibilidad de hasta un factor 100 con respecto a anteriores misiones. Aunque la participación española ha abarcado tanto el desarrollo de las máscaras codificadas del satélite como la fabricación y diseño del monitor óptico (OMC), nos vamos a centrar en el desarrollo de las máscaras codificadas de IBIS y SPI, que es donde el IFIC ha participado de forma significativa.
Figura 4: El satélite INTEGRAL
LAS MASCARAS CODIFICADAS
La capacidad para formar imágenes en astronomía gamma se logra mediante la utilización de máscaras codificadas. Para energías por debajo de 10 keV aún es posible focalizar la radiación incidente mediante la utilización de espejos de incidencia rasante, tal y como van equipados algunos satélites de Rayos X (el ejemplo más reciente lo constituye XMM), pero a partir de 10 keV este procedimiento no es practicable. Por otra parte, en astronomía gamma tenemos el problema añadido de que el flujo que se desea medir es muy bajo, siendo el ruido de fondo en el que se encuentra la señal que queremos detectar mucho mayor que la propia señal. Este es el motivo por el que la utilización de máscaras codificadas que modulan la señal detectada se hace imprescindible.
Una máscara codificada (Fig. 5, a ) no es más que una superficie con elementos opacos y transparentes a la radiación que se quiere medir, colocados de una determinada forma entre el plano detector (Fig. 5, b ) y la fuente emisora. La imagen final se obtiene mediante la deconvolución entre la "sombra" de la máscara proyectada sobre el plano detector y el código de la máscara (es decir las posiciones de los elementos opacos y transparentes). La principal ventaja de este sistema frente al sistema convencional de agujero único (pin-hole) es que permite aumentar de manera significativa el flujo incidente, al aumentar el área abierta, y por consiguiente la sensibilidad del instrumento(un parámetro extremadamente crítico en astronomía gamma). Su principal desventaja es que la imagen no se obtiene de forma directa (como sucede con el "pin-hole"), sino que debe ser tratada matemáticamente a fin de obtener la distribución de fuentes originales. El campo de visión del instrumento (Fig. 5, c ) viene definido por las dimensiones de la máscara y el plano detector así como por la distancia entre el plano detector y la máscara, mientras que la resolución angular del sistema depende del tamaño del pixel de la máscara (y del plano detector) y la distancia entre el plano detector y la máscara. La colocación de los elementos opacos en unas determinadas posiciones garantiza una óptima reconstrucción de la imagen original (patrones URA, MURA....).
Figura 5: Esquema de la técnica de máscaras codificadas(Integral Science Data Center Public Outreach©).
El trabajo que se desarrolló en el IFIC se centró, en una primera fase, en la elección idónea de los materiales, así como de la geometría y diseño de las máscaras codificadas de los dos instrumentos principales de la misión INTEGRAL. Además de los requerimientos térmicos y mecánicos que deben ser tenidos en cuenta durante el desarrollo de cualquier instrumento para ser embarcado en un satélite, existen requerimientos científicos que tuvimos que tener en cuenta durante la fase de diseño.
El primer requerimiento está directamente relacionado con la absorción de radiación gamma que se produce en los "teóricamente" elementos abiertos de la máscara codificada, ya que para obtener imágenes en el rango energético de 20 keV- 10MeV no es posible utilizar máscaras autoportantes sin una fuerte penalización en la relación señal-ruido.
Por lo tanto en la elaboración de los elementos abiertos deben utilizarse materiales que sean lo más transparente posible a la radiación gamma incidente. Por otra parte debemos garantizar que tanto el tamaño como la posición de los pixeles de la máscara codificada se vean afectados por un error lo más pequeño posible con respecto a los valores teóricos de diseño. En el caso del espectrómetro (SPI) el diseño escogido fue una máscara circular formada por 127 elementos hexagonales(63 de ellos opacos a la radiación gamma en el intervalo de energía de trabajo del instrumento). Las dimensiones de los elementos hexagonales es de 6 cm, mientras que la máscara posee un diámetro de 720 mm., (Fig. 6), con un peso total de 140 kg.
Figura 6:Máscara codificada del instrumento SPI.
En el caso del IBIS (recordemos que este instrumento ha sido optimizado para obtención de imágenes con muy buena resolución angular) el diseño escogido fue una máscara cuadrada, formada por 11236 elementos, la mitad de ellos opacos, con un tamaño de 11.2x11.2 mm., con un peso total de 197 kg (Fig. 7). Tanto para el SPI como para IBIS los elementos opacos fueron fabricados a partir de tungsteno, material que por su elevada densidad y número atómico lo hace ideal para este tipo de situaciones. El espesor de los elementos opacos optimizado para las energías de interés y limitado por el peso máximo que podía asignarse a las máscaras codificadas dentro de la misión INTEGRAL fue de 3 cm para el SPI y de 1.6 cm para IBIS.
Figura 7:Máscara codificada del instrumento IBIS.
Seleccionando de manera cuidadosa los procesos de fabricación y diseño fuimos capaces de lograr una precisión en el corte de los elementos de tungsteno de 0.01 mm, logrando una desviación media en el posicionado de dichos elementos opacos con respecto a su posición teórica de tan solo 0.04 mm. Estos valores dan una idea de la gran precisión que se exigía a la hora de desarrollar una de las partes más críticas de los instrumentos, ya que de alguna forma las máscaras codificadas pueden considerarse como las "lentes" del telescopio gamma.
Uno de los elementos más críticos lo constituyó la elección y optimización de la estructura soporte de las máscaras codificadas. Como suele suceder en el desarrollo de proyectos con fuerte componente tecnológica, los requerimientos que se imponen al sistema son, en la mayoría de las ocasiones, contradictorios. De una parte la estructura debe ser lo más transparente posible a la radiación gamma, ya que los elementos abiertos deberían, en teoría, dejar pasar el 100% de la radiación incidente, pero a la vez, y debido a las fuertes tensiones/aceleraciones que sufren los equipos durante la puesta en órbita, deben ser capaces de garantizar la integridad del instrumento. Finalmente y tras numerosos ensayos, que incluían la simulación mediante técnicas de Monte Carlo para la optimización del diseño, logramos a partir de materiales a base de fibra de carbono con núcleo de panel de abeja, una estructura soporte que, para el caso de la máscara del SPI, con un peso de tan solo 35 kg es capaz de soportar un peso de aproximadamente 3000 kg durante el lanzamiento (que es el peso de la máscara sometida a una aceleración de 22g).
Por otra parte, cualquier sistema que deba ser embarcado en un satélite debe superar unas rigurosas pruebas en cuanto a su comportamiento térmico y mecánico, que validen el diseño y aseguren su perfecto funcionamiento en las duras condiciones del espacio así como su capacidad para resistir el momento crítico del lanzamiento. Este proceso culmina con la calificación del instrumento y supone la aceptación del mismo para su inclusión en la misión. En nuestro caso la validación mecánica y térmica de las máscaras de INTEGRAL fue realizada con éxito en las instalaciones del Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (INTA) , que disponía de los equipos necesarios para llevarla a cabo (Fig. 8).
Figura 8:Máscara codificada del instrumento IBIS durante uno
de los ensayos de vibración en el INTA.
En cuanto a la validación científica (calibración de las máscaras) fue realizada en la sala limpia de la Universidad de Valencia, situada en el sótano del edificio de Institutos de Paterna (actualmente ubicada en los nuevos edificios construidos tras las inundaciones de Septiembre de 2000). La importancia de esta calibración es enorme, ya que la respuesta del instrumento, y por tanto su capacidad en cuanto a generación de imágenes y sensibilidad frente a las fuentes gamma celestes depende enormemente del conocimiento exacto del comportamiento de las máscaras codificadas frente a la radiación incidente. Las campañas de calibración se desarrollaron a lo largo de varios meses, realizando alrededor de 1000 medidas para la completa caracterización tanto en energías como en ángulo de incidencia de las dos máscaras codificadas, lo que nos obligó a la toma de medidas durante 24 horas diarias. Para realizar estas medidas fue necesario un equipamiento especial que diseñamos de forma expresa y que garantizaba tanto el punto como el ángulo sobre el que incidía la radiación incidente (Fig. 9). La realización de la calibración nos permitió corroborar que se cumplían los requerimientos en cuanto a opacidad/transparencia de los elementos cerrados/abiertos de las máscaras codificadas. Pudimos comprobar además la excelente homogeneidad en la respuesta de las máscaras, es decir que independientemente de la zona de la máscara considerada su comportamiento frente a la radiación incidente era, salvo fluctuaciones de origen meramente estadístico, el mismo. Una vez las máscaras fueron calibradas se entregaron a los equipos responsables de su integración en los instrumentos.
Figura 9: Montaje experimental utilizado para la
calibración de las máscaras del SPI y de IBIS de INTEGRAL
Finalmente los instrumentos son montados en el satélite(Fig. 10) y colocado en el cohete lanzador, Fig. 11, (en el caso de INTEGRAL fue lanzado en Octubre de 2002 a bordo del lanzador ruso Protón, que lo colocó en una órbita excéntrica de 155000 km de apogeo, con un periodo de 72 horas).
Figura 10 Figura 11
Tras las primeras fases de verificación y calibración en vuelo en los que se comprobó que todos los instrumentos se comportaban según el régimen nominal considerado durante la fase de diseño, se pasó a la fase nominal según el programa científico definido para la misión, fase en la que todavía se encuentra. La valiosa información que INTEGRAL está suministrando nos ha permitido obtener los primeros "mapas" de zonas tan interesantes como la del Cisne, en donde se encuentra uno de los mejores candidatos a agujero negro (Cyg X-1), Fig. 12, o el pulsar del Crab, Fig. 13.
Figura 12: Imagen obtenida por SPI de la región del Cisne. (L.Bouchet,...,F. Sánchez,...,C.B.Wunderer."SPI/INTEGRAL observation of the Cygnus region”, Astronomy and Astrophysics Letters 411(2003)377-382.).
Figura 13: Espectro de energía nebulosa cangrejo (J.P. Roques,...,F. Sánchez,...,C.B. Wunderer. "SPI/INTEGRAL in-flight performance ”, Astronomy and Astrophysics Letters 411(2003) 91-100. )
No cabe duda que la información que INTEGRAL suministra y que seguirá suministrando en el futuro va a permitir aumentar de forma significativa la información disponible para este tipo de emisiones de alta energía en el Universo, a la vez que va a posibilitar la confrontación de las observaciones frente a las predicciones de los numerosos modelos que en la actualidad pretenden explicar el comportamiento de este tipo de fuentes celestes.
Se ha publicado un número especial de la revista Astronomy & Astrophysics recogiendo los resultados más importantes obtenidos a lo largo del primer año de la misión INTEGRAL.
Astronomy and Astrophysics Letters 411(2003)
Agradecimientos: Nos gustaría hacer mención especial a la empresa SENER , División de Espacio(contratista industrial principal del proyecto INTEGRAL en España) y al INTA por el apoyo y colaboración prestada durante las fases de diseño, fabricacion y calificación de las máscaras codificadas de INTEGRAL.
