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El aislamiento de las vibraciones del telescopio espacial optimiza la claridad de las imágenes

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El lanzamiento al espacio del Telescopio Espacial Romano Nancy Grace está previsto para mayo de 2027 a más tardar.

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El Nancy Grace Roman Space Telescope (Roman), anteriormente denominado Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST), es un observatorio espacial de la NASA actualmente en desarrollo y cuyo lanzamiento al espacio está previsto para mayo de 2027 a más tardar.
El Telescopio Espacial Romano alberga dos instrumentos: el Instrumento de Campo Amplio (WFI, por sus siglas en inglés), cuyo objetivo es estudiar la evolución del universo y comprender cómo son los sistemas solares más allá del nuestro; y el Instrumento Coronógrafo, para avanzar en las tecnologías de obtención de imágenes de alto contraste extremo y espectroscopia desde el espacio.
En 1998, los científicos descubrieron que la expansión del universo se está acelerando, lo que les llevó a reconsiderar sus modelos de formación del universo. La materia visible sólo representa alrededor del cinco por ciento del contenido del universo.
Casi el 27 por ciento del universo viene en forma de materia oscura, que no emite ni absorbe luz.
Telescopio espacial Roman de la NASA. La materia oscura sólo es detectable a través de sus efectos gravitatorios sobre la materia visible.
Una parte importante de la misión del Roman se dedicará a vigilar cientos de miles de galaxias lejanas en busca de explosiones de supernovas, que pueden utilizarse para estudiar la energía oscura y la expansión del universo.
El instrumento principal de Roman es el Wide Field Instrument (WFI), que tendrá un campo de visión 100 veces mayor que la exposición más amplia del Hubble. Captará una mayor parte del cielo con menos tiempo de observación.
Durante los primeros cinco años de observaciones, Roman obtendrá imágenes de más de 50 veces la superficie del cielo que el Hubble ha cubierto hasta ahora en 30 años. El WFI medirá la luz de mil millones de galaxias a lo largo de la vida útil de la misión.
Sombrear la luz de las estrellas Descubrir planetas con atmósferas similares a la de la Tierra puede reducirse a la capacidad de bloquear la luz de las estrellas desde un telescopio. Aunque parezca difícil, esto se lleva haciendo desde 1931, cuando el astrónomo francés Bernard Lyot introdujo el primer coronógrafo. Un coronógrafo es un accesorio de un telescopio diseñado para bloquear la luz directa de una estrella, de modo que puedan verse los objetos cercanos, que de otro modo quedarían ocultos en el resplandor brillante de la estrella.
El Telescopio Espacial Romano incluye un instrumento coronógrafo que es una pieza tecnológica de múltiples capas y gran complejidad, compuesta por un sistema de máscaras, prismas, detectores y dos espejos autoflexibles (espejos deformables). Estos espejos son componentes activos, que cambian su forma en tiempo real para acomodar la luz entrante y compensar los pequeños cambios en la óptica del telescopio y las vibraciones del observatorio.
En combinación con "máscaras" de alta tecnología y otros componentes -conocidos colectivamente como "control activo del frente de onda"-, estos espejos eliminan las interferencias causadas por las ondas de luz que se curvan alrededor de los bordes de los elementos que bloquean la luz del coronógrafo. El resultado final es que la luz de las estrellas se atenúa en gran medida, mientras que los objetos que brillan débilmente (que antes eran invisibles) aparecerán relativamente sin atenuar.
Pruebas de componentes críticos El banco de pruebas de imágenes de alto contraste (HCIT) del JPL de la NASA es un gran laboratorio óptico que alberga tres bancos de pruebas ópticas dentro de cámaras de vacío diseñadas para avanzar en las tecnologías de coronógrafos para el espacio.
El banco de pruebas romano es una cámara de vacío de 6 pies de diámetro con una sección cilíndrica de 7,5 pies, y puede alojar mesas de hasta 8 pies de longitud si se tiene en cuenta la protuberancia hacia el exterior de las puertas de los extremos. Los cables de alimentación, datos, agua y fibras ópticas se introducen por los puertos de las paredes laterales. Dos puertos están ocupados por umbilicales de cámara para conectar las cámaras montadas en el banco al aire del laboratorio, lo que permite el uso de cámaras CMOS Andor Neos como detectores científicos en la cámara, a pesar de su falta de compatibilidad con el vacío.
El banco en sí es una mesa óptica invar de 6,5 por 4 pies colocada sobre tres patas aislantes Minus K Technology Negative-Stiffness 500CM-1CV adaptadas al vacío para aislar pasivamente el banco de las vibraciones.
Estas patas tienen un rango de ajuste manual que permite volverlas a colocar para tener en cuenta los cambios en la distribución del peso sobre la mesa tras las modificaciones del hardware.
El banco de pruebas está fuertemente instrumentado con sensores de temperatura, así como con algunos acelerómetros, y está previsto instalar monitores de contaminación en el futuro. La temperatura de la pared de la cámara se mantiene con una precisión de ±0,1 K mediante un sencillo sistema de control. Se utiliza un control más sofisticado para estabilizar la temperatura del espejo deformable (DM)
a niveles de mili-K.
Dentro de Roman, el banco y el subbanco del conjunto del telescopio óptico (OTA) disponen de bucles de control térmico PI independientes que estabilizan la temperatura media del banco a 30 mK P-V en condiciones normales. La propia cámara se controla a un punto de ajuste por encima del ambiente del laboratorio mediante un bucle PID implementado con una capa aislante de cinta calefactora, y puede estabilizarse a 50 mK P-V. Todos los soportes ópticos se mecanizaron a partir de invar con enlaces ópticos dentro de soportes de flexión, para minimizar el efecto de las fluctuaciones térmicas residuales en el sistema. Las principales
las principales fuentes de calor de la mesa son las dos cámaras y la electrónica del DM, y todas se refrigeran mediante un par de circuitos externos de refrigeración por agua.
Un simulador de telescopio en un subbanco está montado cinemáticamente en la esquina noroeste del banco, y simula el extremo frontal del telescopio. Esto incluye un espejo de fluctuación (JM) para inyectar errores de punta/inclinación en el coronógrafo de forma controlada, y un simulador para el conjunto del telescopio óptico que define la pupila aguas arriba y proporciona luz que no está colimada también.
El banco de pruebas del Decadal Survey (DST) es un nuevo y avanzado banco de pruebas destinado a demostrar las tecnologías de coronógrafo necesarias para una misión posterior a la romana que obtendrá imágenes directas y caracterizará exoplanetas similares a la Tierra, y que consta de un simulador de fuente estelar, dos espejos deformables (DM) para el control del frente de onda, máscaras de coronógrafo, un sensor de frente de onda y una cámara de imágenes. El diseño optomecánico del DST minimiza las perturbaciones del laboratorio y del entorno local.
En su base, el DST consiste en una mesa óptica de fibra de carbono muy estable a las fluctuaciones térmicas. También incluye un control activo de la temperatura y los aislantes de vibración de rigidez negativa SM-1CV de Minus K, adaptados para su uso dentro de la cámara de vacío con el fin de reducir la sensibilidad a las vibraciones microsísmicas y del laboratorio.
Ampliación de nuestros conocimientos El Telescopio Espacial Romano vigilará cientos de millones de estrellas cada 15 minutos durante meses, algo que ningún otro telescopio espacial puede hacer. Detectará cientos de objetos cósmicos interesantes, como planetas enanos, planetas rebeldes, enanas marrones (demasiado masivas para ser caracterizadas como planetas, pero no lo bastante para encenderse como estrellas), cometas, asteroides y cadáveres estelares, incluidas estrellas de neutrones y agujeros negros, que quedan atrás cuando las estrellas agotan su combustible dentro de nuestro sistema solar.

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