Organizzazione |
JAXA NASA , SRON , ASC , ESA |
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Campo | Telescopio spaziale di osservazione a raggi X. |
Stato | perso durante la distribuzione in orbita |
Altri nomi | ASTRO-H |
Lanciare | 17 febbraio 2016 |
Launcher | H-IIA F30 |
Fine della missione | 26 marzo 2016 |
Durata | 3 anni (missione primaria) |
Identificatore COSPAR | 2016-012A |
Luogo | [1] |
Messa al lancio | 2700 kg |
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Altitudine | 575 km |
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Periodo | 96 min |
Inclinazione | 31 ° |
genere | 4x telescopi Wolter di tipo I. |
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La zona | 300 cm 2 a 30 keV |
Focale | 12 m |
Lunghezza d'onda | Raggi X duri (5–80 keV) |
HXT + HXI (tutti x2) | Telescopio con imager rigido a raggi X (5–80 keV) |
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SXT-S + SXS | Telescopio con spettrometro a raggi X morbidi (0,3–12 keV) |
SXT-I + SXI | Telescopio con imager a raggi X morbido (0,4-12 keV) |
SGD (x2) | Rilevatore di raggi gamma morbidi (40-600 keV) |
Hitomi (in giapponese ひ と み, letteralmente " Pupil ", noto anche come Astro-H prima del lancio, o NeXT per New X-ray Telescope ) è un telescopio spaziale a raggi X sviluppato dall'agenzia spaziale giapponese JAXA e ha lanciato il17 febbraio 2016da un razzo H-IIA . Il telescopio circola in un'orbita terrestre bassa a un'altitudine di 575 km . Il carico utile è costituito da diversi telescopi Wolter associati a imager e uno spettrometro che consente osservazioni di raggi X morbidi (0,3-12 keV) e duri (5-80 keV), nonché due rilevatori di raggi gamma morbidi (10- 600 keV). Una serie di anomalie durante la fase di schieramento alla fine di marzo 2016 ha portato alla perdita del controllo di Hitomi, che è stato dichiarato perso dall'agenzia spaziale giapponese.
ASTRO-H è una radiografia telescopio spaziale sviluppato dal Dipartimento di Scienze (ex SISSA ) del giapponese Agenzia spaziale JAXA ) con i partner internazionali. È il sesto telescopio spaziale a raggi X prodotto dal Giappone .
ASTRO-H dovrebbe consentire di continuare la ricerca condotta con il telescopio ASCA esplorando la radiazione X dura sopra i 10 keV . La NASA partecipa al progetto fornendo uno spettrometro per i raggi X morbidi ad alta risoluzione (SXS). L' Agenzia spaziale olandese (SRON) è responsabile della costruzione della ruota portafiltri e della fonte utilizzata per la taratura degli strumenti. Anche l'Agenzia spaziale canadese e quella europea sono coinvolte nello sviluppo. Più di 70 istituti di ricerca di 8 diversi paesi ( Giappone , Stati Uniti , Canada , Paesi Bassi , Regno Unito , Francia , Svizzera , Irlanda ) sono coinvolti nella progettazione del telescopio.
Gli obiettivi della missione di ASTRO-H , la cui durata prevista è di 3 anni, sono i seguenti:
Gli scienziati di tutto il mondo possono richiedere tempo di osservazione. Le proposte vengono esaminate e selezionate da un comitato scientifico. Il corso delle osservazioni si compone di quattro fasi:
ASTRO-H è un telescopio spaziale lungo 14 metri con una massa di 2,7 tonnellate. Consiste da un lato di un banco ottico fisso lungo 5,6 metri e dall'altro di un banco ottico dispiegabile lungo 6,4 metri che supporta l'imager HXI per raggi X duri. L'assemblaggio prevede una focale di 12 metri necessaria per le prestazioni delle due ottiche HXT dedicate ai raggi duri che si trovano all'altra estremità del satellite rispetto all'imager HXI. La scelta di un banco ottico dispiegabile nasce dalle dimensioni limitate disponibili sotto il tappo del lanciatore . Un'unica ala perpendicolare all'asse del telescopio sostiene i pannelli solari che forniscono circa 3.500 watt. Gli scambi di dati con le stazioni di terra vengono effettuati in banda X con una velocità di 8 megabit / s. Il satellite ha una capacità di archiviazione dati di 12 gigabit .
Il carico utile di Astro-H comprende due telescopi per raggi X duri HXT (abbreviazione di Hard X-ray Telescope ), che si concentrano sull'imager dei raggi X duri ( imager a raggi X duri , HXI) e due Soft X -ray Telescopes (SXT ), uno dei quali dirige i raggi allo spettrometro microcalorimetrico (SXS) con una notevole risoluzione spettrale di 7 eV e l'altro converge i raggi ad un imager basato su CCD (SXI). Per avere un'ampia copertura dello spettro elettromagnetico, ASTRO-H è inoltre dotato di due rivelatori di raggi gamma morbidi SGD ( Soft Gamma-ray Detector ) che permetteranno lo studio dei raggi gamma morbidi fino a 600 kiloelettronvolt senza di essi.
ASTRO-H ha due telescopi per raggi X morbidi identici (0,3-12 keV) SXT ( telescopi a raggi X morbidi ) il cui design è simile ai telescopi XRT a bordo di Suzaku . Si tratta in entrambi i casi di un telescopio Wolter di tipo I di 5,6 metri di focale composto da 203 gusci di alluminio ricoperti da uno strato riflettente d'oro. Ogni specchio è di forma conica e il suo spessore dipende dalla sua posizione nell'ottica: cresce verso l'esterno (152, 229 e 305 μm). Il diametro esterno di ogni telescopio è di 45 centimetri. L'area effettiva (riparazione al 100%) è di 560 centimetri quadrati a 0,5 kiloelettron volt e di 425 centimetri quadrati a 6 kiloelettron volt. La risoluzione spaziale (HPD) è di 1,3 minuti d'arco. Il telescopio SXT-S focalizza i raggi X verso lo spettrometro SXS ( Soft X-ray Spectrometer ) mentre SXT-I dirige i raggi verso SXI ( Soft X-ray Imager ).
Telescopio rigido a raggi X (HXT)ASTRO-H ha due telescopi rigidi per raggi X identici (5–80 keV) HXT ( Hard X-ray Telescope ) che sono simili nella struttura ai telescopi per raggi X morbidi SXT a bordo della stessa navicella spaziale. Entrambi sono telescopi Wolter di tipo I con una lunghezza focale di 12 metri composti da 213 gusci di alluminio. Per poter riflettere i raggi X duri, il supporto è ricoperto da strati alternati di materiale riflettente, il cui spessore viene accuratamente calcolato in modo che, applicando la legge di Bragg , i raggi X più duri possano essere riflessi dal strati inferiori. Gli specchi hanno un supporto di forma conica, il cui spessore è di 200 μm. Il diametro esterno di ogni telescopio è di 45 cm . L'area effettiva (riflessione del 100%) è, per i due specchi, 800 cm 2 a 8 keV , 300 cm 2 a 30 keV e 10 cm 2 a 50 keV . La risoluzione spaziale è di 1,7 minuti d'arco. Ciascuno dei due telescopi focalizza i raggi X verso un HXI ( Hard X-ray Imager ).
L' Hard X-ray Imager (HXI) utilizza rivelatori con una struttura ibrida (silicio a doppia faccia e tellururo di cadmio per essere in grado di raccogliere fotoni con un'energia fino a 80 keV con un'elevata efficienza quantistica. Risoluzioni spaziali di 250 μm ed energia risoluzioni di 1-2 keV (FWHM) si ottengono con un basso rumore di fondo.
Spettrometro a raggi X morbidi (SXS)Il Soft X-ray Spectrometer (SXS) utilizza un rivelatore composto da un array di 6x6 microcalorimetri raffreddati a una temperatura di 0,05 K e coprenti un campo ottico di 3 x 3 minuti d'arco. La risoluzione spettrale attesa è di almeno 7 eV (FWHM) e potrebbe raggiungere 4 eV . L'area effettiva del rivelatore è di 225 cm 2 per raggi 7 keV . Lo strumento sviluppato da JAXA e NASA è un'evoluzione dello strumento XRS installato a bordo del Suzaku Space Telescope che non ha potuto essere utilizzato a seguito dell'evaporazione dell'elio liquido destinato a mantenerlo alla sua temperatura di funzionamento. Il rilevatore può registrare 150 fotoni al secondo. Se la sorgente è luminosa (molti fotoni), è possibile posizionare un filtro davanti al rilevatore. La quantità di elio a bordo garantisce una vita operativa compresa tra 4,6 e 6,9 anni.
Rivelatore e terzo piano del frigorifero
Rivelatore e terzo piano del frigorifero da un'altra angolazione
1 ° e 2 ° piano del frigorifero
Il Soft X-ray Imager (SXI) utilizza un CCD a canale p di nuova concezione con un'area di 30,72 mm 2 . È illuminato dalla parte posteriore che gli permette di essere sensibile ai raggi a bassa energia e resistente ai micro-meteoriti. Il rilevatore utilizza 4 chip. Un sistema di raffreddamento meccanico abbassa la temperatura a -120 ° C .
Rilevatore di raggi gamma morbidi (SGD)I due rilevatori di raggi gamma morbidi SGD ( Soft Gamma-ray Detector ) sono strumenti di nuova generazione in grado di misurare la radiazione gamma morbida (da 40 a 600 kiloelettronvolt con un livello di rumore di fondo dieci volte inferiore rispetto agli strumenti esistenti . l'impatto del rumore di fondo, utilizza una telecamera Compton con schermo attivo. La risoluzione spettrale ottenuta è inferiore a 2 kiloelettronvolt. Nella banda da 50 a 200 kiloelettronvolt, lo strumento può misurare la polarizzazione di sorgenti quali dischi di accrescimento di buchi neri , il binario che include una stella di neutroni e il cuore delle galassie attive .
Strumento | SXS | SXI | HXI | SGD (foto-ass.) |
SGD (Compton) |
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Spettro | 0,3-12 keV | 0,4-12 keV | 5-80 keV | 10-600 keV | 40-600 keV |
Area effettiva (cm 2 ) |
50/225 a 0,5-6 keV |
214-360 a 0,5-6 keV |
Da 300 a 30 keV |
Da 150 a 30 keV |
Da 20 a 100 keV |
Campo ottico ( minuti di arco al quadrato ) |
3,05 × 3,05 | 38 × 38 | 9 × 9 | 33 × 33 (<150 keV) 600 × 600 (> 150 keV) |
33 × 33 (<150 keV) 600 × 600 (> 150 keV) |
Risoluzione angolare in HPD (minuti di arco) |
1.3 | 1.3 | 1.7 | - | - |
Risoluzione spettrale in FWHM (eV) | 5 | Da 150 a 6 keV | <2000 a 60 keV | 2000 a 40 keV | Da 4000 a 40 keV |
Risoluzione temporale (secondi) |
8 × 10 −5 s | 4 sec | n × 10 −5 s | n × 10 −5 s | n × 10 −5 s |
Rumore di fondo strumentale (/ s / keV / FoV) |
2 × 10 −3 / 0,7 × 10 −3 a 0,5-6 keV |
Da 0,1 / 0,1 a 0,5-6 keV |
6 × 10 −3 / 2 × 10 −4 a 10-50 keV 2 × 10 −3 / 4 × 10 −5 a 10-50 keV |
- | 10 −4 / 10 −5 a 100-600 keV |
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Il primo studio del progetto NeXT ( New exploration X-ray Telescope ) risale al 2006. Innovembre 2007l'agenzia giapponese ISAS lancia una gara d'appalto per la fabbricazione del telescopio e viene selezionata la società NEC. Il lancio è al momento previsto per il 2013. ASTRO-H è lanciato il17 febbraio 2016da un razzo giapponese H-IIA (volo F30) sparato dalla base di Tanegashima e posto in un'orbita terrestre bassa circolare di 550 km con un'inclinazione di circa 31 ° che attraversa in 96 minuti.
Nelle due settimane successive Hitomi ha svolto operazioni particolarmente critiche tra cui il dispiegamento del banco ottico (spostamento dello stesso di 6,3 metri grazie all'estensione di una struttura a traliccio), l'attivazione dei sistemi informatici e l'avvio delle operazioni di raffreddamento del rivelatore. Si è verificato un incidente che ha influito sul controllo dell'atteggiamento25 marzo. La situazione si sta deteriorando rapidamente e il27 marzoi controllori di terra non sono più in grado di stabilire un contatto con il satellite. Cinque frammenti vengono identificati vicino al satellite ei dati di telemetria indicano un cambio di orbita (564,6 x 580,5 km ⇒ 559,6 x 581,1) che comporta un'esplosione interna (es. Rilascio della riserva d elio liquido) o una collisione con detriti spaziali . Le osservazioni ottiche permettono di stabilire che il satellite ruota su se stesso e non è più stabilizzato su 3 assi . L'agenzia spaziale giapponese tenta invano di riprendere il controllo del satellite con l'assistenza di altre agenzie spaziali. Ma il28 aprile l'agenzia spaziale pone fine al suo tentativo di salvataggio e formalizza la perdita del satellite e la fine della missione.
Origine dell'incidenteNonostante l'assenza di dati di telemetria durante la fase finale che ha portato alla perdita del satellite, gli elementi raccolti al termine Maggio 2016 indicare che l'esito fatale dell'incidente è legato alla scelta deliberata dei responsabili della missione di sospendere diversi sistemi di back-up, all'assunzione sconsiderata di rischi operativi e all'assenza di un protocollo associato a una modifica importante del software di controllo il sistema di propulsione per le manovre di controllo dell'assetto.
L'incidente è iniziato a seguito di un'anomalia nel funzionamento dell'unità inerziale verificatasi il25 marzointorno alle 18 h UTC : identifica erroneamente un debole movimento rotatorio del telescopio spaziale (21,7 ° / ora) attorno al suo asse Z (rollio). Questo tipo di misurazione errata può verificarsi, ma i cercatori di stelle normalmente forniscono informazioni in grado di rilevarlo. Questo è ciò che accade in quel momento, ma un'ora dopo, il cercatore di stelle non è più in grado di identificare abbastanza stelle per essere in grado di fornire una posizione valida (un problema di sensibilità configurabile che era stato pianificato per essere corretto. In seguito) e ora sono dati errati dell'unità di inerzia considerato il riferimento. Lo star finder di emergenza avrebbe potuto rilevare l'anomalia ma non è stato programmato per essere attivato a caldo al fine di limitare i disturbi allo svolgimento delle operazioni. Quando il cercatore stella principale riesce ad acquisire nuovamente una posizione, la differenza tra questa e la posizione stimata dall'unità di inerzia è diventata relativamente grande. In questo caso (scostamento superiore a 1 °) il sistema è predisposto per dare priorità ai dati forniti dall'unità inerziale. I progettisti del sistema volevano evitare di disturbare il controllo dell'assetto e presumevano che gli errori dell'unità di inerzia sarebbero stati inferiori a questa soglia. Anomalie di questo tipo (continui rifiuti dei dati dallo star finder) dovevano essere gestite dal team di operatori di terra, ma questi, per mancanza di istruzioni formalizzate, non intervengono durante i 3 sorvoli che avvengono successivamente in 20 h 49 , 22 ore 31 e 0 ore 52 . In modalità sopravvivenza, la sonda utilizza collettori solari per orientare i pannelli solari in modo ottimale rispetto alla direzione del Sole e mantenere la carica delle batterie. Ma questi sensori erano stati disabilitati in questa modalità a causa di un campo visivo troppo ristretto (20 ° invece dei 30 ° necessari per svolgere questo ruolo nella configurazione della navicella).
Il sistema di controllo dell'assetto di Hitomi utilizza quindi le ruote di reazione del satellite per tentare di invertire il movimento pseudo rotatorio generando un movimento rotatorio inverso. Mentre l'unità inerziale continua a fornire un'indicazione errata della rotazione, le ruote di reazione aumentano gradualmente la velocità di rotazione di Hitomi. Le ruote di reazione in avvicinamento al limite di saturazione (la velocità di rotazione del volano ha raggiunto il valore massimo) ed i magneti accoppiatori entrano in azione per desaturarli ma la loro azione non è efficace per l'assenza di controllo dell'orientamento reale del satellite (la coppia generata dal magnete accoppiatore dipende dal suo orientamento). Il26 marzoverso l' 1 di notte UTC, le ruote di reazione non sono più in grado di agire La navicella attiva i suoi motori a razzo per correggere l'orientamento della navicella. Ma la modulazione della spinta di questi motori è controllata da un programma che era stato aggiornato in seguito allo spiegamento del banco ottico. Ciò aveva effettivamente indotto uno spostamento del centro di massa e una modifica del momento d'inerzia. Tuttavia, i parametri di questo software erano stati inseriti in modo errato dall'operatore in assenza di un manuale di procedura. L'azione dei motori a razzo non fa che aumentare i problemi.
Il movimento rotatorio crescente genera forze centrifughe che provocano la rottura di alcune parti; il26 marzoa 1 h 37 UTC . diversi pezzi si distinguono da Hitomi. Il presupposto comune è che queste parti includano il banco ottico e le estremità dei pannelli solari. Da allora la navicella non trasmette più28 marzoprobabilmente a causa dell'esaurimento delle sue batterie. il28 aprile l'agenzia spaziale giapponese rinuncia ufficialmente ai tentativi di salvare Hitomi.
Prima della sua perdita, Hitomi ebbe il tempo di fare osservazioni a raggi X del plasma dal centro dell'ammasso di Perseo .
Dopo la distruzione di Hitomi, l'agenzia spaziale giapponese ha deciso di entrare luglio 2017per sviluppare il suo sostituto. Hitomi doveva garantire la transizione tra gli osservatori spaziali dedicati alle radiazioni X esistenti Chandra e XMM-Newton e il futuro osservatorio europeo ATHENA, il cui lancio è previsto per radiazione Soft X l'altra per la radiazione X dura. XRISM sarà limitato all'osservazione della radiazione X morbida perché i funzionari del progetto hanno ritenuto che la radiazione forte fosse già supportata dall'osservatorio spaziale NuSTAR della NASA . La Nasa ha accettato di rinnovare la sua partecipazione a Hitomi fornendo una copia dello spettrometro, il cui costo, secondo l'agenzia spaziale americana, è compreso tra i 70 ei 90 milioni di euro. Anche l'Agenzia spaziale europea, un partecipante minore al progetto, dovrebbe rinnovare la sua partecipazione