{"id":65817,"date":"2007-05-18T04:33:00","date_gmt":"2007-05-18T04:33:00","guid":{"rendered":"http:\/\/weblogs.madrimasd.org\/\/astrofisica\/archive\/2007\/05\/18\/65817.aspx"},"modified":"2007-05-18T04:33:00","modified_gmt":"2007-05-18T04:33:00","slug":"los-ojos-infrarrojos-de-nasa-el-telescopio-espacial-spitzer","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/2007\/05\/18\/65817","title":{"rendered":"Los ojos infrarrojos de NASA: El Telescopio Espacial Spitzer"},"content":{"rendered":"
Almudena Alonso-Herrero CSIC\/DAMIR <\/p>\n

El telescopio espacial infrarojo Spitzer<\/a> (anteriormente conocido como Space InfraRed Telescope Facility o SIRTF) es el cuarto y \u00faltimo elemento de la familia de Grandes Observatorios de la NASA. Los tres primeros son el Hubble Space Telescope (HST), el Compton Gamma-Ray Observatory y el telescopio de rayos X Chandra. El 25 de Agosto de 2003 NASA lanz\u00f3 Spitzer desde el Kennedy Space Center en Cabo Ca\u00f1averal (Florida, Estados Unidos, ver fotograf\u00eda). Spitzer es el primer sat\u00e9lite astron\u00f3mico en ser posicionado en una \u00f3rbita helioc\u00e9ntrica, en vez de orbitar alrededor de la Tierra. Una de las mayores ventajas de este tipo de \u00f3rbitas es que de esta manera se consigue un acceso casi instant\u00e1neo a la mayor parte de la extensi\u00f3n del cielo, al contrario de lo que ocurre con sat\u00e9lites geoc\u00e9ntricos como el HST. <\/div>\n

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El sat\u00e9lite Spitzer lleva a bordo un telescopio reflector con una apertura de 0.85 metros de di\u00e1metro y tres instrumentos cient\u00edficos enfriados criog\u00e9nicamente. Estos tres instrumentos nos est\u00e1n permitiendo explorar el Universo por medio de im\u00e1genes y espectroscop\u00eda en el rango espectral de 3 a 180?icras. La ventaja de la \u00f3rbita helioc\u00e9ntrica de Spitzer es que la temperatura ambiente es de unos 30 o 40K, mientras que en una \u00f3rbita geoc\u00e9ntrica la Tierra emite a unos 270K, lo cual contaminar\u00eda las observaciones infrarrojas. Como los instrumentos infrarrojos han de ser enfriados a temperaturas muy bajas (pr\u00f3ximas al cero absoluto), el tiempo de operaci\u00f3n de Spitzer viene determinado por la duraci\u00f3n del cri\u00f3geno (el gas que enfr\u00eda los instrumentos). Inicialmente se estim\u00f3 una duraci\u00f3n de 2 a\u00f1os y medio, pero las \u00faltimas estimaciones indican que el cri\u00f3geno de Spitzer durar\u00e1 al menos hasta el verano de 2008. <\/p>\n

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Los Instrumentos Cient\u00edficos de Spitzer <\/b><\/p>\n

Las partes enfr\u00edadas de los tres instrumentos cient\u00edficos de Spitzer est\u00e1n colocadas en la llamada Multiple Instrument Chamber (c\u00e1mara m\u00faltiple de instrumentos). Los tres instrumentos cient\u00edficos de Spitzer se denominan: el Infrared Array Camera (IRAC), Infrared Spectrograph (IRS) y el Multiband Imager Photometer for SIRTF (MIPS). IRAC es un instrumento compuesto de cuatro detectores que permiten obtener im\u00e1genes en cuatro longitudes de onda: 3.6, 4.5, 5.8 y 8micras. El espectr\u00f3grafo IRS proporciona espectroscop\u00eda de baja (R~60-100) y alta (R~600) resoluci\u00f3n en el rango espectral de entre 5 y 40micras aproximadamente. MIPS proporciona im\u00e1genes y espectroscop\u00eda de baja resoluci\u00f3n espectral en el rango de longitud de onda de entre 24 y 160micras y est\u00e1 compuesto de tres dectectores. A continuaci\u00f3n se presentan tres ejemplos de datos obtenidos con cada uno de los instrumentos de Spitzer. Se pueden encontrar otras muchas im\u00e1genes en la p\u00e1gina web de Spitzer (http:\/\/spitzer.caltech.edu). <\/p>\n

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Galaxias en interacci\u00f3n <\/b><\/p>\n

Las galaxias en interacci\u00f3n son galaxias que est\u00e1n colisionando y cuyos discos espirales se est\u00e1n deformando y estirando debido a la gravedad m\u00fatua que ejercen las galaxias entre ellas cuando pasan una junta a la otra. Las observaciones de este tipo de galaxias junto a simulaciones num\u00e9ricas de este tipo de colisiones demuestran que en la mayor parte de los casos, transcurrido el periodo de interacci\u00f3n las dos galaxias acaban coalesciendo y formando una \u00fanica galaxia de forma esferoidad, es decir, una galaxia sin disco. La imagen muestra im\u00e1genes de uno de los procesos de interacci\u00f3n m\u00e1s intensos que est\u00e1n ocurriendo en el Universo Local, el sistema conocido como La Antena. Las im\u00e1genes tomadas con la c\u00e1mara IRAC (la imagen en la derecha con la etiqueta \u201cinfrared\u201d) nos muestran una gran cantidad de regiones (los colores m\u00e1s rojizos) que contienen poblaciones de estrellas muy j\u00f3venes que est\u00e1n ocultas en la luz visible por la gran cantidad de polvo que existe en las regiones donde se formaron. La imagen infrarroja de Spitzer no muestra las estrellas j\u00f3venes directamente, sino la emisi\u00f3n de polvo que est\u00e1 siendo calentado por tales estrellas. Esta poblaci\u00f3n tan joven, que se encuentra en la zona donde las dos galaxias est\u00e1n chocando (la denominada zona de interfase), se ha creado durante y tras el proceso de colisi\u00f3n que est\u00e1 sufriendo este sistema de galaxias. La imagen principal de esta figura es una imagen en colores falsos realizada combinando im\u00e1genes de Spitzer (en rojo, mostrando el polvo caliente) y en el visible (azul y verde), mostrando la luz visible que emiten las estrellas j\u00f3venes. <\/p>\n

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Discos Protoplanetarios <\/b><\/p>\n

Los discos protoplanetarios son discos que rodean a estrellas j\u00f3venes y que contienen una gran cantidad de polvo. Representan la fase inicial de la formaci\u00f3n de sistemas planetarios, y su estudio los hace especialmente interesantes ya que son lugares de posible aparici\u00f3n de vida en fases posteriores de su evoluci\u00f3n. En la figura se muestra los espectros obtenidos con el instrumento IRS de dos estrellas tan j\u00f3venes (sus im\u00e1genes aparecen en la parte derecha de la figura) que todav\u00eda se encuentran embebidas en sus discos protoplanetarios compuestos de polvo y de material de desecho de la propia formaci\u00f3n de las estrellas. La ventaja de los espectros frente a las im\u00e1genes de discos protoplanetarios, es que los espectros nos permiten determinar la composici\u00f3n qu\u00edmica del material que se encuentra alrededor de estrellas j\u00f3venes. En los dos espectros que se muestran en esta figura se han detectado componentes qu\u00edmicos que se piensan est\u00e1n relacionados con la formaci\u00f3n de planetas. En ambos espectros la depresi\u00f3n central corresponde a la absorci\u00f3n de silicatos, que son los componentes fundamentales de los granos de polvo de los discos. La gran profundidad de la absorci\u00f3n de los silicatos indica que geom\u00e9tricamente estos discos protoplanetarios que rodean a estrellas j\u00f3venes son gruesos. Adem\u00e1s los espectros nos permiten deducir que estos granos de polvo se encuentran envueltos en hielo, ya que tambi\u00e9n se han detectado absorciones debidas a hielo de agua (representado en azul en los espectros), hielo de metano (representado en rojo) y hielo de di\u00f3xido de carbono (representado en verde). El hecho de que estos componentes qu\u00edmicos se detecten en forma de hielos sugiere que el material que rodea a la proto-estrella tiene que estar fr\u00edo. <\/p>\n

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Galaxias Espirales Cercanas
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La figura superior muestra una imagen de Spitzer de la galaxia cercana del cat\u00e1logo de Messier M81. La imagen es la combinaci\u00f3n de tres im\u00e1genes obtenidas en 24, 8 y 3.6 micras. Al igual que en la galaxia en interacci\u00f3n La Antena, la emisi\u00f3n infrarroja a 8 y a 24 micras (en las figuras inferiores en colores verde y rojo) se debe a polvo calentado por estrellas j\u00f3venes y masivas. Esta emisi\u00f3n est\u00e1 localizada en regiones HII compactas (gas ionizado y polvo calentado por estrellas j\u00f3venes) a lo largo de los brazos espirales de M81 (en la figura compuesta aparecen en colores rojo y amarillo). El estudio de estas regiones de formaci\u00f3n estelar con respecto a la distribuci\u00f3n de masa estelar (que se traza con la emisi\u00f3n a 3.6 micras, y en las figuras est\u00e1 representada en color azul) y de gas ionizado de toda la galaxia nos permite entender las condiciones f\u00edsicas necesarias para la formaci\u00f3n estelar. <\/p><\/div>\n

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P\u00e1gina principal del \u201cCuaderno de Bit\u00e1cora Estelar\u201d <\/strong><\/a> <\/div>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Almudena Alonso-Herrero CSIC\/DAMIR El telescopio espacial infrarojo Spitzer (anteriormente conocido como Space InfraRed Telescope Facility o SIRTF) es el cuarto y \u00faltimo elemento de la familia de Grandes Observatorios de la NASA. Los tres primeros son el Hubble Space Telescope (HST), el Compton Gamma-Ray Observatory y el telescopio de rayos X Chandra. El 25 de Agosto de 2003 NASA lanz\u00f3 Spitzer desde el Kennedy Space Center en Cabo Ca\u00f1averal (Florida, Estados Unidos, ver fotograf\u00eda). Spitzer es el primer sat\u00e9lite astron\u00f3mico en ser posicionado en una \u00f3rbita helioc\u00e9ntrica, en vez de orbitar alrededor de la Tierra. Una de las mayores ventajas\u2026<\/p>\n","protected":false},"author":32,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"ngg_post_thumbnail":0},"categories":[64,556,560,557,554,559],"tags":[],"blocksy_meta":{"styles_descriptor":{"styles":{"desktop":"","tablet":"","mobile":""},"google_fonts":[],"version":4}},"aioseo_notices":[],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/65817"}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/users\/32"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=65817"}],"version-history":[{"count":0,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/65817\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=65817"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=65817"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/astrofisica\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=65817"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}