Archivo mensual: septiembre 2016
SAS-2
Pequeño Satélite astronomía 2
Impresión artística de SAS-2
Tipo de misión: Ciencia de la Tierra
Operador: NASA
ID COSPAR: 1972-091A
SatCat №: 6282
Duración de la misión: 1 año
Masa de lanzamiento: 166,0 kilogramos (366,0 lb)
Fecha de lanzamiento: 15 de febrero de 1972, 22:13:46 UTC
Cohete: Scout D-1
Sitio de lanzamiento: San Marcos
Fin de la misión último contacto: 8 de junio de, 1973
Fecha de su final: 20 de noviembre de, 1976
Sistema de referencia: Geocéntrico
Régimen: bajo Tierra
Excentricidad: 0.01366
Perigeo: 443 kilómetros (275 millas)
Apogeo: 632 kilómetros (393 millas)
Inclinación: 1,9 grados
Período: 95,40 minutos
El pequeño satélite astronómico 2, también conocida también como SAS-2, SAS B o en el Explorador de 48 años, fue una de la NASA telescopio de rayos gamma . Se puso en marcha el 15 de noviembre 1972 en la órbita baja de la Tierra con un perigeo de 443 km y una apoapsis de 632 km. Se completó sus observaciones el 8 de junio de 1973. [1] [2]
SAS 2 era el segundo de la serie de la pequeña nave espacial diseñada para ampliar los estudios astronómicos en los rayos X, rayos gamma, ultravioleta, visible e infrarrojo regiones. El objetivo principal de la SAS-B fue medir la distribución espacial y la energía de galáctico primaria y la radiación gamma extragaláctica que energías entre 20 y 300 MeV. La instrumentación consistía principalmente de un detector de centelleo de guardia, una superior y una cámara inferior de chispa, y un telescopio partícula cargada.
SAS-2 fue lanzado desde la plataforma de San Marco de la costa de Kenia, África, en una órbita casi ecuatorial. La nave espacial en órbita estaba en la forma de un cilindro de aproximadamente 59 cm de diámetro y 135 cm de longitud. Cuatro paneles solares se utilizaron para recargar la batería de níquel-cadmio 6 amperios-hora y proporcionar energía al experimento de la nave espacial y el telescopio. La nave espacial se ha estabilizado en espín, y un sistema de control de torque commandable magnéticamente se usa para apuntar el eje de giro de la nave espacial a cualquier posición en el espacio dentro de aproximadamente 1 grado. El eje de experimentos pone el largo de este eje que permite al telescopio para mirar en cualquier región seleccionada del cielo con su más o menos la aceptación de apertura de 30 grados. La velocidad de giro nominal fue 1/12 rpm. Los datos se tomaron a 1000 bit/s, y podrían grabarse en un grabador de cinta de a bordo y se transmiten simultáneamente en tiempo real. Los datos registrados se transmiten una vez por órbita. Esto requiere aproximadamente 5 minutos.
El experimento telescopio se enciende inicialmente el 20 nov 1972, y en un 27 Nov 1972, la nave espacial entró en pleno funcionamiento. La fuente de alimentación de baja tensión para el experimento fracasó el jun 8 1973. No se obtuvieron datos científicos útiles después de esa fecha. Con la excepción de un sensor de estrella ligeramente degradado, la sección de control de la nave espacial a cabo de una manera excelente.
SAS-2 detectado por primera vez Geminga, un púlsar cree que es el remanente de una supernova que explotó hace 300.000 años.[3]
La cámara de chispas de rayos gamma-2 SAS
Misión Visión general
SAS-2 (también referido como SAS-B y el Explorador 48) fue lanzado el 19 de noviembre de 1972. Para minimizar el flujo de fondo de los rayos cósmicos, SAS-2 se colocó en una órbita ecuatorial de la Tierra bajo que tiene una inclinación orbital de 2 grados. Su apogeo y el perigeo eran 610 kilómetros y 440 km, respectivamente, con un período orbital de unos 95 minutos. Durante los ~ 6 meses de la misión, 27 observaciones en punta (normalmente una semana de duración) se hicieron, lo que resulta en aproximadamente el 55 por ciento del cielo siendo observado, incluyendo la mayor parte del plano galáctico.
En 1973 8 de junio de un fallo del suministro eléctrico de baja tensión terminó la recogida de datos.
Instrumentación
El satélite SAS-2 lleva a un solo instrumento: un telescopio de rayos gamma que utiliza un cable de encendido de la cámara de 32 niveles. El telescopio cubre el rango de energía de 20 MeV – 1 GeV. El instrumento fue obra de Fichtel et. al. En la NASA-GSFC. Durante el corto tiempo de vida de la misión, hubo cierta disminución notable en la sensibilidad debido al deterioro de los gases de la cámara de chispas.
Un extenso programa de calibración se llevó a cabo en el telescopio de rayos gamma antes del lanzamiento de SAS-2. La Oficina Nacional de Estándares (NBS) del acelerador sincrotrón en Gaithersburg, Maryland se utilizó para estudiar el rendimiento del telescopio en el 20 – 114 MeV gama. El rendimiento entre 200 – 1000 MeV se estudió en el acelerador Deutsches Elektronen-Sincrotrón (DESY) en Hamburgo, Alemania Occidental.
Ciencia
En general se reconoce que SAS-2 proporciona la primera información detallada sobre el cielo de rayos gamma y demostró la promesa más importante de la astronomía de rayos gamma.
SAS-2 reveló que la radiación gamma plano galáctico fue fuertemente correlacionada con características estructurales galácticos, especialmente cuando los conocidos fuertes fuentes discretas de radiación gamma se restaron de la radiación total observada. Los SAS-2 resultados establecen claramente un componente de alta energía (> 35 MeV) a la radiación difusa celeste. la emisión de rayos gamma de alta energía también se observó a partir de fuentes discretas tales como el cangrejo y púlsares Vela.
- La primera mirada detallada en el cielo de rayos gamma.
- Establecido el componente de alta energía de la radiación difusa celeste.
- Correlacionado el fondo de rayos gamma con características estructurales galácticos.
Por Bajin
Subcategoría: Fortaleza.
Por-Bazhyn (por-Bajin, por-Bazhyng, Rusia: Пор-Бажын, Tuvan: Пор-Бажың) es el nombre de una estructura en ruinas en una isla del lago en las montañas del sur de Tuva (Federación de Rusia). El nombre Por-Bazhyn traduce del idioma Tuvan como “casa de barro”. Las excavaciones sugieren que fue construido como un Uigur palacio en el siglo 8 dC, convertida en un monasterio maniqueo poco después, abandonado después de una breve ocupación, y finalmente destruida por un terremoto y posterior incendio. Sus métodos de construcción muestran que Por-Bazhyn fue construida dentro de la espiga tradición arquitectónica china.
Por-Bazhyn ocupa una pequeña isla en el lago Tere-Khol, unos 2.300 metros sobre el nivel del mar en las montañas de Sengelen el sur de Siberia. La ubicación es de 8 kilómetros (5,0 millas) al oeste de la localidad de Kungurtuk en el suroeste de la República de Tuva (Federación de Rusia), cerca de la frontera de Rusia con Mongolia.
Las paredes del sitio encierran un área rectangular de 215 por 162 metros (705 pies x 531 pies), al este orientada – oeste y que cubre casi toda la isla. El interior está ocupado por dos grandes patios, un complejo edificio central, y una cadena de pequeñas estancias a lo largo de las paredes del norte, oeste y sur. Los muros cortina occidental y oriental están relativamente bien conservados. La puerta principal, con torres de la puerta y rampas que conducen a ellas, se encuentra en el centro de la pared oriental. Las paredes (exteriores) de cortina han sobrevivido hasta una altura máxima de 10 metros (33 pies), el máximo actual de altura de las paredes interiores es de 1-1,5 metros (3.3-4.9 pies). [1]
Por-Bazhyn ha sido conocido desde el siglo 18, y fue explorado en 1891 por primera vez. En 1957-1963, el arqueólogo ruso SI Vajnstejn excavado en varias áreas del sitio.[2] el trabajo de campo a gran escala se llevó a cabo en 2007-2008 por la Fundación Fortaleza Por-Bajin, con académicos y científicos de la Academia Rusa de Ciencias, el Museo del Estado Oriental, y la Universidad Estatal de Moscú.[3]
Desde finales del siglo 19, Por-Bazhyn se ha relacionado con los uigures debido a su ubicación, la fecha de hallazgos de ella, y la similitud de su lay-out para el complejo del palacio de Karabalgasun, la capital del Kanato Uigur. Vajnstejn identificó Por-Bazhyn como el “palacio.. en el pozo ‘construida, según la inscripción rúnica en la piedra Selengá, por Khagan Moyanchur (también conocido como Bayanchur Khan, 747-759 dC), después de su victoria sobre las tribus locales en AD 750.[4] Moyanchur implicó la Uigur Khaganate en las luchas internas por el poder en china, y se casó con una princesa china.[5] Otras identificaciones del sitio incluyen una fortaleza fronteriza, un monasterio, un sitio ritual y un observatorio astronómico; Estos se encuentran en la literatura más antigua publicada antes de la conclusión del trabajo de campo moderna en 2008.
Los resultados del trabajo de campo 2007-2008
Los geofísicos descubrieron que la isla es esencialmente un tapón de permafrost en un lago poco profundo. Esta isla parece haber aumentado desde el lago varios siglos antes de que la fortaleza fue construida en ella. La arcilla para las paredes de la fortaleza puede haber sido tomado del lecho del lago alrededor de la isla.[6] El trabajo de campo geomorfológico también reveló restos de al menos dos terremotos. El primero de ellos parece que ya ha sucedido durante la construcción de la fortaleza en el siglo octavo. A finales de la Edad Media, otro catastrófico terremoto dio lugar a incendios y al colapso de las paredes del recinto sur y el este y el bastión de la esquina noroeste.[7]
La pared exterior del recinto se construyó utilizando la técnica china hangtu (capas de tierra apisonada en un marco de madera) y fue originalmente 11 metros (36 pies) de alto.[8] La excavación del bastión norte en la pared oriental reveló rastros de una plataforma de combate de madera que recorre la parte superior de la pared de cortina y bastiones. Se encontró que la puerta principal que tiene tres puertas de enlace de la construcción con madera pesada, en gran parte quemada. Se abrió en dos patios sucesivos que estaban conectados por una pequeña puerta. El patio exterior estaba desprovisto de todas las estructuras.
El patio interior llevó a cabo el complejo principal, que consistía en una estructura central de dos partes y dos galerías laterales. Los dos edificios de la estructura central, uno detrás del otro, de pie sobre plataformas cuadradas que había sido construido por capas de arcilla y se enfrentan con los ladrillos que fueron cubiertos con enlucido de cal. El edificio más grande se subdivide por paneles zarzo y barro en dos salas y una serie de salas más pequeñas. Las paredes y los paneles estaban cubiertas con enlucido de cal que fue pintado con diseños geométricos y rayas rojas horizontales; la presencia de dos capas de yeso de diferente calidad sugiere reparaciones. El tejado había sido apoyado por 36 columnas de madera que descansan sobre bases de piedra. El edificio parecía ser del poste y viga de construcción característica de la arquitectura china Tang; esto se indica por fragmentos de madera quemados de enclavamiento soportes de madera en el estilo chino llamado dougong.[9]
Una serie de pequeños patios cerrados corrió a lo largo del interior de las paredes de cortina norte, oeste y sur; estos patios estaban conectados entre sí mediante pequeñas puertas en sus paredes. Cada patio celebró un edificio de una o de dos cámaras de semejante disposición y método de construcción.
La dendrocronología y la datación por radiocarbono indican que la “fortaleza” fue construida entre los años 770 y 790.[10] Las excavadoras señalan que esto fue en el reinado de Uigur Khagan BOGU (AD 759-779), sucesor del Moyanchur, por lo tanto, Por-Bazhyn no puede haber sido el palacio mencionadas en la inscripción Selengá. Todavía puede haber sido un palacio porque el lay-out se asemeja a la de la Uigur palacio de Karabalgasun. La escasez de hallazgos, la virtual ausencia de una capa de ocupación, y la falta completa de todas las disposiciones para la calefacción argumentan en contra de una residencia ocupada de forma permanente, aunque los rastros de reparación y reconstrucción sugieren que el sitio había sido mantenido durante un cierto tiempo. No es imposible que Por-Bazhyn fuera un sitio ritual o una fortaleza militar, pero hay una falta de evidencia para apoyar estas interpretaciones.
Una presencia o influen
cia china en Por-Bazhyn se muestra a través de: (1) La disposición del complejo central de estilo Tang; (2) el uso de los métodos de construcción chinas, tales como la técnica de hangtu y techos Dou-gung; y (3) la presencia de materiales de construcción chinas, tales como ciertos tipos de tejas. Por-Bazhyn combina el trazado de la ciudad “ideal” de los chinos, con una planificación axial y un edificio central dominante, con la de la ‘monasterio budista ideal “, con viviendas a lo largo del perímetro interior de las paredes del recinto.
En conclusión, las excavadoras sugieren que se trataba de un palacio de verano construida por Khagan BOGU que, después de daños en el palacio por un terremoto y la conversión de la Khagan de maniqueísmo , se convirtió en un monasterio maniquea. Después de su muerte y la abolición del maniqueísmo, se abandonó el monasterio. El sitio de vacío fue destruido por uno o más terremotos y grandes incendios en el complejo central y en otros lugares en el sitio.
Por Bajin (o por-Bazhyn) ruinas, situado en una pequeña isla en medio de un lago remoto en Siberia, entre el Sayan y rangos de Altai, cerca de la frontera con Mongolia. Es una zona muy aislada, casi no se encuentran afectados por la civilización.
Es otro de los lugares, que se presta a ciertas inquisiciones misteriosas, por la escasez de datos.
EUVE
Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE)
El satélite EUVE
Información general
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 7 de junio de 1992
Reingreso: 30 de enero de 2002
Aplicación: Observatorio espacial
Dimensiones: 4,5 m de largo, 3 m de diámetro
Equipo: Tres telescopios ultravioleta de incidencia rasante
Espectrómetro
Tipo de órbita: Circular
Inclinación: 28,5 Grados
Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) fue un observatorio espacial estadounidense dedicado a la observación en la porción ultravioleta del espectro, de 70 a 760 angstrom. Fue lanzado el 7 de junio de 1992 desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Delta, y reentró en la atmósfera el 30 de enero de 2002. Estaba controlado desde la Universidad de California en Berkeley.
Los objetivos de EUVE eran:
- producir un estudio de alta sensibilidad de todo el cielo en el rango entre 70 y 760 angstrom.
- realizar un estudio profundo de alta sensibilidad de una porción del cielo situado sobre la eclíptica.
- realizar un seguimiento espectroscópico de fuentes brillantes en el ultravioleta extremo.
- estudiar la evolución estelar y la población estelar local.
- estudiar el transporte de energía en las atmósferas estelares.
- estudiar la ionización y opacidad del medio interestelar.
El estudio global del cielo fue completado en enero de 1993.
EUVE, lanzado a una órbita de 528 km de altura y 28,5 grados de inclinación orbital, fue diseñado para poder ser asistido y reparado por el transbordador espacial.
El EUVE llevaba tres telescopios ultravioleta de incidencia rasante de 188 kg cada uno y un espectrómetro de 323 kg. Los telescopios realizaron mapas del cielo con una precisión de 0,1 grados de arco. El espectrómetro observaba en la dirección antisolar a lo largo de la eclíptica, realizando un estudio en dos bandas entre 80 y 500 angstroms.
- Wade, Mark (2008). «EUVE» (en inglés). Consultado el 21 de septiembre de 2008.
Enlaces externos
Desde antes de la invención del telescopio hasta la segunda mitad del siglo XX, prácticamente todo nuestro conocimiento de los astros se basó en el estudio de la luz visible. Fue en la década de los sesentas que la radioastronomía se estableció como una disciplina fundamental para el estudio de los astros. La observación del cosmos en ondas de radio dio lugar a descubrimientos que no podrían haberse hecho observando solamente la luz visible, resaltando la necesidad de observar todo tipo de radiación. En los setentas, ochentas y noventas el desarrollo de satélites astronómicos permitió abrir las ventanas del infrarrojo lejano, rayos X y rayos gamma, al mismo tiempo que los observatorios en la Tierra implementaron detectores que permiten estudiar el infrarrojo cercano, el milimétrico y el ultravioleta cercano. Hoy en día se emplea casi todo tipo de radiación electromagnética para el estudio del Universo. Persisten dificultades técnicas para abrir definitivamente algunas de estas ventanas, como por ejemplo algunos rangos de los rayos gamma. Una vez sobrepasadas estas dificultades, es posible que tengamos un panorama completo del Universo, excepto por la ventana del ultravioleta extremo, que posiblemente nunca podremos abrir.
Podemos diferenciar los distintos tipos de luz especificando su longitud de onda. Así, la luz roja tiene una longitud de onda de unos 700 nanómetros (un nanómetro es un millonésimo de milímetro), la luz amarilla unos 580 nanómetros y la luz azul unos 450 nanómetros. El ultravioleta abarca desde el límite de detección del ojo humano (por debajo del violeta en 390 nanómetros) hasta los rayos X (de longitudes de onda de tan solo unos 10 nanómetros), dividiéndose para propósitos de observación astronómica en tres intervalos: el ultravioleta cercano (entre 320 y 200 nanómetros), ultravioleta lejano (de 200 a 100 nanómetros) y el ultravioleta extremo (entre 100 y 10 nanómetros). La luz ultravioleta entre 390 y 320 nanómetros puede estudiarse desde la Tierra con telescopios convencionales y detectores optoelectrónicos (chips CCD) optimizados para este tipo de luz. Radiación con longitud de onda menor a 320 nanómetros es absorbida por la atmósfera, principalmente por la cada vez mas delgada y frágil capa de ozono, y el estudio de los astros en estas bandas requiere de telescopios espaciales. A pesar de contar con un espejo de solo 48 centímetros del diámetro, el satélite IUE (International Ultraviolet Explorer) fue uno de los telescopios espaciales mas exitosos, operando desde 1978 hasta 1996. En la actualidad, el ultravioleta lejano es accesible con el telescopio espacial Hubble.
En el ultravioleta extremo, la astronomía enfrenta un problema prácticamente insuperable, por encima de dificultades tecnológicas. El hidrógeno, el elemento mas abundante en el cosmos, absorbe con gran eficiencia la luz con longitud de onda menor a 91.2 nanómetros, convirtiendo al medio interestelar en una densa cortina. Otros elementos químicos contribuyen a absorber longitudes de onda mas cortas, hasta llegar a unos 8 o 6 nanómetros (rayos X), donde el medio interestelar vuelve a ser transparente. Esto desanimó por varias décadas casi todo esfuerzo por observar el cielo en el ultravioleta extremo. Una de las excepciones fueron las sondas Voyager 1 y 2, cuyos espectrómetros ultravioletas, diseñados para el estudio de los planetas mayores del sistema solar, apuntaron varias veces a objetos brillantes de nuestra galaxia, como estrellas jóvenes, enanas blancas y cúmulos globulares. Esta y otras misiones modestas han mostrado que el medio interestelar es muy inhomogéneo, y que existen algunos “huecos” por donde es posible “asomarse”. Así, se ha identificado una región, el “hoyo de Lockman”, con muy bajo contenido de gas en la línea de visión, donde es posible observar luz ultravioleta incluso afuera de la Vía Láctea. Estos hallazgos dieron nuevas esperanzas de poder estudiar el Universo en el ultravioleta extremo con satélites como el EUVE (Extreme UltraViolet Explorer). Lanzado en junio de 1992, el EUVE realizó un mapa completo del cielo, buscando huequitos por donde asomarse, y mostrando la factibilidad de observar algunos objetos de la Vía Láctea. A pesar de estos esfuerzos, sólo unos cuantos objetos extragalácticos han sido detectados y sólo hemos podido dar unos pocos vistazos a la difícil ventana del ultravioleta extremo, que guarda celosamente muchos secretos.
Extreme Ultraviolet Explorer fue un observatorio espacial estadounidense dedicado a la observación en la porción ultravioleta del espectro, de 70 a 760 angstrom. Fue lanzado el 7 de junio de 1992 desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Delta, y reentró en la atmósfera el 30 de enero de 2002. Estaba controlado desde la Universidad de California en Berkeley. Los objetivos de EUVE eran: producir un estudio de alta sensibilidad de todo el cielo en el rango entre 70 y 760 angstrom. Realizar un estudio profundo de alta sensibilidad de una porción del cielo situado sobre la eclíptica. Realizar un seguimiento espectroscópico de fuentes brillantes en el ultravioleta extremo. estudiar la evolución estelar y la población estelar local. Estudiar el transporte de energía en las atmósferas estelares. Estudiar la ionización y opacidad del medio interestelar. El estudio global del cielo fue completado en enero de 1993. EUVE, lanzado a una órbita de 528 km de altura y 28,5 grados de inclinación orbital, fue diseñado para poder ser asistido y reparado por el transbordador espacial.
Asuka
Satélite avanzado de Cosmología y Astrofísica
ASCA / Asuka / ASTRO-D
Especie: observatorio espacial de rayos-X .
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de, de 1993 [1] [2] [3]
Cohete portador: M-3S-2 [2] [4]
Lugar de lanzamiento: centro espacial de Kagoshima [2]
Duración de la misión: 9 años
Objetivo de la misión: La observación del cielo en rayos X [2]
Decaimiento: 02 de marzo 2001 [1]
Designación internacional: 1993-011A
Satélite Avanzado para Cosmología y Astrofísica, también conocido por su acrónimo ASCA, como ASTRO-D y el nombre de Asuka (que significa “pájaro de vuelo”)[2][4][5], fue un observatorio espacial japonés envió 20 de febrero de 1993 por un cohete M-3S-2 desde el Centro Espacial Uchinoura.[6]
ASCA fue la cuarta misión japonesa en el campo de la astronomía de rayos X y el segundo en el que los Estados Unidos ha trabajado con algunas de las cargas de la ciencia.[6] La órbita inicial del satélite tenía una inclinación de 31.1 grados, un apogeo fue de 622 km y una perigeo de 524,6 kilometros.[3] . El 14 de julio de 2000, después de una tormenta magnética que provocó una expansión repentina de las capas superiores de la atmósfera, el satélite perdió el control de su actitud debido a la mayor fricción con las capas superiores de la atmósfera. En consecuencia, los paneles solares se detuvieron señalando el sol, produciendo una descarga de las baterías. ASCA volvió a entrar en la atmósfera el 2 de marzo de 2001 a las 5:21 UT. [1] [2] [4] [6] [7]
La NASA recibió el 15% del tiempo de observación por sus contribuciones a la misión.[2]
El objetivo era hacer observaciones de ASCA espectroscópico de energía de rayos X en la banda de entre 1 y 12 keV, especialmente la línea K de hierro. Dedicado también para obtener imágenes de la estructura de las fuentes extendidas tales como cúmulos de galaxias y los restos de supernovas. 2]
Instrumentación
ASCA tenía cuatro telescopios con un área efectiva total idéntica de 1,300 cm 2-1 keV y 600 cm 2 a entre 6 y 7 keV. La NASA ha colaborado proporcionando cuatro espejos multicapa cónica incidencia gratificación y dos detectores de conjunto de datos proporcionada por el MIT. Japón aportó la IGSPC (centelleo de gas de imágenes contadores proporcionales), contadores proporcionales Twinkle, el barco, el vehículo de lanzamiento y las estaciones de tierra.
Tenía una órbita de entre 500 y 600 km de altura con un período de 95 minutos, pesaba 420 kg y tenía un diámetro de unos 120 cm. Contaba con los siguientes instrumentos a bordo:
- Cuatro telescopios idénticos montados en un banco óptico extensible para lograr una distancia focal de 3,5 metros. Este instrumento proporcionado por la NASA. Los telescopios son una versión reducida de BBXRT telescopio que se utilizó durante la misión Astro-1 del transbordador espacial. Cada óptica es Wolter tipo 1: el radio ocurre bajo incidencia rasante se refleja primero por un espejo parabólico y un espejo hiperbólico en la extensión de la primera. Cada XRT óptica 4 consiste en 120 capas que reflejan anidados uno en el otro. El campo de visión es de 24 minutos de arco a 1 keV y 16 minutos de arco en 7 keV.
- Dos cámaras CCD ubicadas en el plano focal del telescopio y por la NASA. Cada CCD utiliza 4 chips desarrollados por los MIT 420×422 píxeles y determina la energía de radiación con una precisión de 2% para un rayo con una energía de 5,9 keV. El campo de visión de cada CCD es 22×22 minutos de arco.
- Dos contadores de centelleo proporcionales situados en el plano focal de los telescopios para determinar la energía de la radiación con una precisión de 8% para un radio de 5,9 keV y que tiene un campo óptico de 50 minutos de arco de diámetro.
La instalación nos ASCA huéspedes Observador (GOF), ubicado en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, fue parte de la entonces Oficina del general Investigador Programas (OGIP) (que ahora se llama la Oficina HEASARC) en la División de Ciencias Astrofísica (TEA) .
La principal responsabilidad de los EE.UU. ASCA GOF era permitir a los astrónomos de Estados Unidos para hacer el mejor uso de la misión ASCA, en estrecha colaboración con el equipo Japonés ASCA.
Resalte la ciencia:
- Líneas generales de Fe AGN, sondeando la fuerte gravedad cerca del motor central
- Más baja que la abundancia Fe solar en el coronas de estrellas activas
- Espectroscopia de binarias interactuantes
- No térmicos rayos-X de SN 1006, un sitio de aceleración de los rayos cósmicos
- Abundancias de elementos pesados en los cúmulos de galaxias, en consonancia con el tipo de origen II supernova
ASCA es la cuarta misión espacial astronomía X desarrollado por las ISAS agencia espacial japonesa. Fue precedido por tres misiones que permitieron a los científicos e ingenieros japoneses adquieren cada vez mayor experiencia en esta área. El primer satélite lanzado en 1979 Hakucho características similares a las del satélite estadounidense Uhuru. Tenma lanzado en 1983 es el primer X satélite para el uso de centelleo proporcional de gas. Lanzado en 1987 Ginga es la primera misión japonesa de este tipo para ir internacional con inversiones en el Reino Unido y los Estados Unidos. Dos de los tres instrumentos de ASCA son proporcionados por la NASA, que a su vez recibe una parte del tiempo de observación, el 15% parte de los proyectos de los Estados Unidos y el 25% en el marco de proyectos conjuntos con el ICEA.
Características
ASCA es una observación espacial de la radiación de rayos X puede tanto tomar fotografías y realizar espectroscopia utilizando rendimiento óptico. Con un peso de 417 kg, mide 4,7 metros en el eje del telescopio y tiene una envergadura de 3,5 metros de paneles solares. Estos proporcionan una potencia eléctrica de 602 vatios. El eje 3 se estabilizó satélite y sus instrumentos se señaló con una precisión de 30 segundos de arco. Controlar la orientación se realiza mediante 4 ruedas de reacción que son dados de alta de su momento angular con tres acopladores magnéticos usando el campo magnético de la Tierra. La posición del satélite y el movimiento se determinan utilizando dos sensores de estrellas y una inercial, incluidos 4 giroscopios. Los cambios de giro están deliberadamente limitan a prevenir la incidencia de la luz solar en los paneles solares se desvíe en más de 30 ° respecto a la vertical. De hecho, el observatorio funcionando a muy baja velocidad en torno al eje que apunta hacia el Sol que tiene un momento de inercia en caso de fallo, que mantiene automáticamente los paneles solares iluminados. Los datos recogidos pueden ser transmitidos en tiempo real o almacenados en una grabadora con una capacidad de 134 megabits y se transmiten después a las estaciones terrestres. La velocidad de transmisión puede ser de entre 1 y 32,8 kilobits por segundo.
Guardar
Yohkoh
Organización: ISAS
Fecha de lanzamiento: 30 de agosto de 1991
Aplicación: Observatorio espacial (solar)
Equipo
Soft X-ray Telescope (SXT)
Hard X-ray Telescope (HXT)
Bragg Crystal Spectrometer (BCS)
Wide Band Spectrometer (WBS)
Yohkoh (ようこう rayo de sol en japonés), también conocido como SOLAR-A, fue una misión solar del Institute of Space and Astronautical Science (ISAS) de Japón en colaboración con los Estados Unidos y el Reino Unido. Fue lanzada a una órbita terrestre casi circular el 30 de agosto de 1991 por un cohete M-3S-5 desde el Centro Espacial de Kagoshima.
Llevaba cuatro instrumentos a bordo:
- Soft X-ray Telescope (SXT)
- Hard X-ray Telescope (HXT)
- Bragg Crystal Spectrometer (BCS)
- Wide Band Spectrometer (WBS)
Durante la década de 1990, fue el único telescopio de rayos X que monitorizaba la actividad solar, y que observó el ciclo entero de las manchas solares.
La misión terminó tras entrar en modo seguro durante un eclipse anular el 14 de diciembre de 2001, ya que la sonda perdió su orientación hacia el Sol. En ese momento la sonda no podía comunicar con los controladores de Tierra, luego no pudo ser reorientada. Los paneles solares dejaron de recibir radiación directa del Sol y las baterías se agotaron.
El 12 de septiembre de 2005 a las 6:16 JST, la sonda ardió en la atmósfera sobre el sur de Asia durante su reentrada.
Instrumentos cientificos
El equipo de la misión de YOHKOH incluye los cuatro dispositivos siguientes:
- Duro telescopio de rayos X (HXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares en rayos X duros
- Soft telescopio de rayos X (SXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares y la corona solar en rayos X blandos
- De banda ancha de rayos X, espectrómetro de rayos gamma (PEP) para la observación precisa del espectro de la radiación térmica y no térmica asociada con las erupciones solares
- Espectrómetro de cristal Bragg (BCS) para la observación precisa del plasma a alta temperatura que se genera en las erupciones solares
YOHKOH lleva estos cuatro instrumentos científicos, todos los cuales han funcionado bien y continuará a volver excelentes datos. Los dos centros de atención primaria son los telescopios de rayos X blandos y duros, y los dos instrumentos más pequeños para espectroscopia de más de una banda amplia de energía, incluyendo la espectroscopia de alta resolución de las líneas de emisión de rayos X blandos. El t
elescopio de rayos X blandos consta de un espejo pastoreo-incidencia con óptica Wolter-nariai, además de un CCD con 2,46 “píxeles. Se forma imágenes en energía fotónica 0,5-2 keV de plasmas con temperaturas en el rango de 2-20 millón K. el telescopio de rayos X duros forma imágenes en cuatro bandas de energía, 14-93 keV, con resolución de tiempo tan fina como 0,5 segundos y la resolución espacial tan pequeño como 5 segundos de arco. Este instrumento responde tanto al chorro de electrones no térmicos y de radiación térmica a partir de fuentes “súper-calientes” que se forman durante las erupciones. Los otros dos instrumentos son un conjunto de espectrómetros de cristal Bragg, con bandas espectrales que abarcan FeXXVI, FeXXV, CaXIX, y las líneas de resonancia SXV y una matriz espectrómetro de banda ancha de contadores de centelleo y contadores proporcionales. Este último se extiende rango espectral de YOHKOH en la región de rayos gamma.
Los siguientes avances en la tecnología contribuyen a darse cuenta de los cuatro instrumentos científicos anteriores.
Sistemas de bus del satélite
El satellitis tecnología de control de orientación de alta precisión se desarrolló para asegurar observaciones de imágenes de alta resolución de Yohkoh. Por otra parte, YOHKOH fue el primer satélite en Japón para incorporar cierto control del telescopio ordenador. Esta tecnología se ha utilizado en todos los satélites que siguieron YOHKOH, y el papel desempeñado por YOHKOH es grande debido a este avance.
Diseños novedosos de instrumentos científicos
Duro telescopio de rayos X de YOHKOH es un dispositivo de imagen de tipo síntesis de Fourier que emplea un colimador multi-elemento “Sudsre” (modulación), basado en una idea original. Se llevó a cabo mediante el uso de una rejilla precisa fabricado por fotograbado y un contador de centelleo de rayos X altamente estable. No hay otros medios de formación de imágenes de rayos X a energías cercanas al 100 keV, y esta tecnología para la extensión de la observación en la imagen para este rango de energía ha sido de gran prestigio.
Por otra parte, el telescopio de rayos X blandos utiliza un CCD de rayos X para el detector de plano focal de a bordo, lo que demuestra la viabilidad de dicho dispos
itivo.
Tecnología de la nave espacial
YOHKOH pesa 390 kg, con dimensiones físicas de 2 m (longitud) x 1 x 1 m. Su sistema de energía genera 560 W de potencia de pico, y almacena los datos en un registrador de datos de la burbuja 80 Mb, la transmisión de telemetría tanto a Kagoshima Centro Espacial de la NASA y de DSN para proporcionar una cobertura casi continua de la observación. YOHKOH tiene el control de altitud de 3 ejes con la estabilidad de segundos de arco, lo que permite tiempos de exposición largos con un telescopio de rayos X blandos.
Sol en rayos-x por Yohkoh. Fuente: Wikipedia
Tanto los telescopios de rayos X duros y blandos tienen que hace época rendimiento en términos de resolución espacial y temporal, bandas de energía cubiertos, etc., en comparación con los equipos de imagen anterior del mismo tipo. Ambos espectrómetros, que fueron instalados como equipo complementario, fueron diseñados y fabricados para hacer observaciones complementarias de un único objeto de observación, es decir, bengalas solor, y los datos de observación resultante ha hecho posible el análisis y estudio de las erupciones solares multifacética y cuantitativa. Este programa ha producido de este modo grandes resultados científicos.
Telescopio de rayos X blandos de la YOHKOH fue fabricado en cooperación entre Japón y los EE.UU.; el espectrómetro de Bragg se fabricó mediante la cooperación de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido. El principio fundamental de esta cooperación internacional fue el diseño y fabricación conjunta distribuida. Con respecto a la operación de satélites, las responsabilidades se dividen entre Japón, los EE.UU. y el Reino Unido, para aprovechar las fortalezas de cada participante. análisis de los datos de observación también está llevando a cabo mediante la cooperación internacional. Después de un cierto período de tiempo después de la adquisición (en la actualidad un año), los datos se dan a conocer en su totalidad por lo que los científicos fuera del equipo también pueden hacer uso de los datos de YOHKOH. El alcance de dicha utilización se extiende claramente más allá del marco de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido.
Para investigar actividades solares, observaciones simultáneas en diferentes longitudes de onda de observación son de crucial importancia. YOHKOH sigue produciendo observaciones de rayos X marca época, como se describió anteriormente, y ha jugado un papel importante en la construcción de una red de observación mundial, haciendo hincapié en la cooperación en las observaciones nacionales e internacionales basadas en el espacio y basado en tierra.
ELEMENTOS QUÍMICOS
Se dispone una tabla, con los elementos químicos, y unos pocos datos más relevantes, ya que al existir tantos, la inclusión de muchos sería casi interminable.
La densidad se indica en: gr/cm3, o kg/dcm3.
Las temperaturas están en grados centígrados: Co.
En los isótopos, se indica primero los estables, y luego los inestables.
Los últimos elementos de la tabla, no existen en la naturaleza, se obtienen de forma artificial, y su periodo de vida es muy pequeño, por lo que sus propiedades son muy difíciles de obtener, la gran mayoría se desconocen, y otras son apreciaciones, estas están marcadas con un *.
Todos los datos son a fecha de 2016.
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Compton
El Observatorio de Rayos Gamma Compton (en inglés: Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) fue el segundo de los Grandes Observatorios de la NASA, después del Telescopio Espacial Hubble, siendo lanzado el 5 de abril de 1991 a bordo de la lanzadera espacial Atlantis misión STS-37. El nombre de este observatorio es un homenaje al físico estadounidense Arthur Holly Compton, ganador del premio Nobel por su trabajo en el campo de la física de los rayos gamma.
Fue la mayor carga destinada a la astrofísica que había volado en ese tiempo. Tras superar con creces el tiempo de vida que se le suponía (cuatro años) falló uno de sus giroscopios, por lo que la NASA se vio obligada a estrellarlo controladamente sobre el Océano Pacífico. El CGRO ardió en la atmósfera el 4 de junio de 2000.
El Observatorio estaba al cargo del Laboratorio de Jato-propulsión (JPL) de la NASA, situado en el estado de California, bautizado inicialmente como Gamma Ray Observatory (GRO). Compton medía 9,1 metros por 4,6 metros, pesaba cerca de 17 toneladas y fue la carga más pesada lanzada al espacio por la NASA.
Concepción artística de Comptom en funcionamiento.
La misión del CGRO era la de estudiar las radiaciones más energéticas del espectro electromagnético entre 20 keV y 30 GeV, para lo cual disponía de los siguientes instrumentos, ordenados de menor a mayor energía cubierta en el espectro:
- Burst And Transient Source Experiment (BATSE)
- Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE)
- Imaging Compton Telescope (COMPTEL)
- Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET)
De todos estos cuatro instrumentos, el mayor y el más sensible de todos era el telescopio de rayos gamma EGRET. Su gran tamaño era debido a necesidad de captar un correcto número de partículas de rayos gamma, que inciden sobre el detector. Como el número de fótons de rayos gamma es muy más pequeña que el número de fótons óptico, de ahí la necesidad que el detector fuera grande para registrar un número razonable de rayos gamma, en un determinado periodo de tiempo.
Compton detectó más de 2.600 explosiones de rayos gamma, indicando que este es un fenómeno que ocurre por todo el Universo. Compton descubrió centenares de fuentes desconocidas de rayos gamma, incluyendo 30 objetos celestes exóticos. Detectó emanaciones de rayos gamma de agujeros negros, de estrellas que explotan y de nuestro propio Sol.
Uno de los grandes éxitos del CGRO fue el descubrimiento de fuentes de rayos gamma en la tierra, relacionadas con nubes de tormenta.
Organización NASA
Estado Retirado
Fecha de lanzamiento 5 de abril de 1991
Reingreso 4 de junio de 2000
Vida útil 9 años
Aplicación Observatorio espacial
Tipo de órbita Circular
El viernes 24 de marzo oficiales de la NASA anunciaron la decisión de dar por terminada la misión del Observatorio Espacial Compton de rayos gamma (o CGRO por Compton Gamma-ray Observatory) y empezar preparativos para destruir la nave en una entrada controlada en la atmósfera terrestre. Esto ocurrirá no antes del primero de junio del presente, poco mas de nueve años después del lanzamiento del CGRO realizado en abril de 1991. El CGRO es, junto con el telescopio espacial Hubble y el observatorio de rayos X Chandra (originalmente llamado AXAF), uno de los grandes observatorios espaciales que la NASA planeó durante los años setentas y ochentas. El cuarto -y último- de estos observatorios es el satélite infrarrojo STIRF (Space Telescope InfraRed Facility), aún en construcción.
El observatorio espacial CGRO lleva a bordo cuatro telescopios de rayos gamma diseñados con propósitos específicos. El telescopio BATSE, diseñado para monitorear todo el cielo en forma continua, detectó más de 2500 estallidos de rayos gamma (“gamma-ray bursts”), de los cuales se habían detectado 300 anteriormente. Los datos de BATSE mo
straron que estos estallidos no se dan en nuestra galaxia -como se creía anteriormente- sino que se trata de objetos situados a enormes distancias, siendo los eventos mas violentos del Universo, explosiones que en un segundo liberan tanta energía como la que emite una estrella como el Sol a lo largo de miles de millones de años. El segundo de los instrumentos a bordo del CGRO, OSSE mostró que en el centro de nuestra galaxia se crea continuamente antimateria. Los datos del telescopio COMPTEL dieron lugar a mapas que muestran donde se producen en nuestra galaxia isótopos radioactivos de elementos como el aluminio o titanio. Por su carácter radioactivo, estas especies desaparecen en tiempos relativamente cortos, por lo que los mapas de COMPTEL nos dicen donde se han creado nuevos elementos en nuestra galaxia, ya sea en explosiones de supernova o en estrellas de alta masa. Finalmente, el telescopio EGRET observó todo el cielo en busca de fuentes de rayos gamma de alta energía, dejando como legado un catálogo con mas de doscienta setenta fuentes. EGRET descubrió que las galaxias activas son fuentes celestes de rayos, mostrando frecuentemente violentas ráfagas de emisión. Además confirmó que los pulsares, pequeñas estrellas en rápida rotación y con poderosos campos magnéticos, son fuentes de rayos gamma, mostrando que en algunas ocasiones esta se da sin emisión en radio (como en el caso del alguna vez enigmático objeto “Geminga”). Pero la mayor parte de las fuentes descubiertas por EGRET no han podido ser identificas, siendo su naturaleza un misterio que algunos astrónomos intentan descifrar en la actualidad.
Imagen obtenida por el instrumento EGRET
La decisión de dar por terminada la misión de CGRO se debió en buena medida a la falla de uno de sus tres giróscopos. Cuando fue puesto en órbita por el transbordador espacial, con sus 17 toneladas, el CGRO era el satélite astrofísico mas pesado. Este es uno de los factores que decidieron la suerte del CGRO. A pesar de que tres de los cuatro telescopios funcionan adecuadamente, los sistemas de propulsión del observatorio Compton no tienen suficiente combustible como para colocarlo en un órbita mas alta que la actual, a 500 kilómetros de altura. En esta órbita la débil, pero persistente, fricción que ejerce la atmósfera terminará por hacerlo entrar a la atmósfera. A diferencia de la mayor parte de los satélites, el Compton es demasiado pesado para quemarse por completo en la atmósfera y fragmentos del satélite alcanzaran el suelo. Los responsables de la NASA decidieron hacer que la entrada a la atmósfera se hiciera en forma controlada. Se dirigirá la nave hacia el pacífico Sur a unos cuatro mil kilómetros al Sureste de Hawaii. Mientras que la mayor parte del satélite se quemará, la mayor parte de los pedazos que lleguen al mar, cayendo dispersados en una zona de área un poco mayor a la del estado de Puebla, serán mas pequeños que un chicharo, excepto los de metales resistentes al calor -como el titanio- que podrían tener tamaños peligrosamente grandes. Por este motivo se decidió efectuar la maniobra de manera controlada y dirigida a una zona despoblada del Oceano Pacífico.
Así, en unos cuantos segundos las 17 toneladas del observatorio Compton se consumiran casi por completo, dando por terminada la década en que se abrió una de las últimas ventanas al Universo. No será antes del año 2005 cuando sea puesto en órbita GLAST, el próximo observatorio de rayos gamma.
Astro-1
La explosión del Challenger impuso una pausa obligatoria de cerca de tres años en los vuelos tripulados norteamericanos. Se había acumulado mucho trabajo pendiente y en la lista de espera.
En diciembre de 1990 despegó el Columbia en la misión STS 35-ASTRO 1. Por fin llegó el momento para una misión totalmente dedicada a las investigaciones astrofísicas. En principio el laboratorio ASTRO 1 estaba programado para volar en marzo de 1986, de hecho era la misión que iba inmediatamente a continuación del fatídico vuelo del Challenger. Ya dentro del nuevo calendario, la segunda fecha prevista fue mayo de 1990, pero las fugas de combustible ya comentadas lo evitaron de nuevo. En definitiva, una vez que el Columbia estuvo en órbita, la demora acumulada fue de cinco años.
Los instrumentos que formaron parte de este observatorio orbital se dedicaron, lógicamente, a las observaciones en bandas del espectro electromagnético inaccesibles desde tierra (tres telescopios para el ultravioleta en una montura común y otro para rayos x), como se detalla a continuación:
- Hopkins Ultraviolet Telescope (HUT): Telescopio dotado de un espectrógrafo ultravioleta para examinar objetos difusos como cuasars, núcleos de galaxias activas y galaxias estandar. En su momento fue el primer instrumento orbital para el estudio de la radiación ultravioleta extrema, por debajo de 1200 angstroms de longitud de onda. Realizó 101 observaciones de 75 objetos.
- Wisconsin Ultraviolet Photo-Polarimeter Experiment (WUPPE): Diseñado para medir intensidades y polarización de la radiación ultravioleta. Su banda de operaciones fue de entre 1400 a 3200 angstroms. Realizó 88 observaciones de 70 objetos.
- Ultraviolet Imaging Telescope (UIT): Una combinación de telescopio, intensificador de imagen y cámara. Al contrario de los otros dos telescopios que enviaban sus datos a la Tierra, el UIT los almacenaba en el equipo de a bordo. Realizó 89 observaciones de 64 objetos.
- Broad Band X-Ray Telescope (BBXRT): Este telescopio era independiente con respecto a los otros tres, ya que tenía su propia plataforma y sistema de guiado, siendo además controlado y apuntado no por los astronautas, sino directamente desde el Goddard Space Flight Center. Realizó 116 observaciones de 76 objetos.
Acerca de ASTRO 1, siempre se ha comentado que en cierta manera los astronautas salvaron la misión, ya que al poco tiempo en órbita, los sistemas de apuntado a
utomático del IPS fallaron (ver el significado de IPS en Astronomía Digital 3, 1ª parte de este artículo, misión Spacelab 2). Los seguidores estelares de esta montura tampoco funcionaron correctamente, así que fue la tripulación la que tuvo que realizar todos los apuntados de manera manual… con buen pulso y mucha paciencia. Y la cosa tuvo mérito, ya que a pesar de todo, se consiguió aproximadamente un 70% de las observaciones programadas. Durante los 9 días de vuelo, los siete tripulantes se repartieron el trabajo en dos turnos, de forma que ASTRO 1 estuvo en marcha las 24 horas del día.
STS 35. Los telescopios del conjunto ASTRO 1 fotografiados sobre un fondo fácilmente reconocible: la constelación de Orión.
Antes del desastre del Challenger, esta misión fue programado para ser lanzado en marzo de 1986 STS-61-E. Jon McBride fue originalmente asignado para comandar esta misión, lo que habría sido su segundo viaje espacial. Se optó por retirarse de la NASA en mayo de 1989 y fue sustituido como comandante de la misión por Vance Brand. Además, Richard N. Richards (como piloto) y David Leestma (como especialista de misión), fueron sustituidos por Guy Gardner y Mike Salón respectivamente. 59 años de edad, Brand era el más antiguo astronauta para volar en el espacio hasta Historia Musgrave, 61 en la misión STS-80 en 1996, y el senador estadounidense John Glenn, de 77 años, cuando voló en la misión STS-95 en 1998.
La carga útil ASTRO-E desplegado en bodega de carga del Columbia
Tipo de misión: Astronomía
Operador: NASA
ID COSPAR: 1990-106A
SatCat №: 20980
Duración de la misión: 8 días, 23 horas, 5 minutos, 8 segundos
Distancia recorrida: 6,000,658 3,728,636 kilómetros (millas)
Órbitas completadas: 144
Astronave: El transbordador espacial Columbia
Masa de lanzamiento: 121,344 kg (267.518 lb)
Masa de aterrizaje: 102,462 kg (225.890 lb)
Masa de carga útil: 12.095 kilogramos (26.665 lb)
Tripulación miembros:
Vance D. Brand
Chico S. Gardner
Jeffrey A. Hoffman
John M. Salón
Robert A. Parker
Samuel T. Durrance-
Ronald A. Parise
Inicio de la misión
Fecha de lanzamiento: 2 de diciembre de 1990 06:49:00 UTC
Sitio de lanzamiento: Kennedy LC-39B
Fin de la misión
Fecha de aterrizaje: 11 de diciembre de 1990 05:54:08 UTC
Punto de aterrizaje: Edwards pista 22
Parámetros orbitales
Sistema de referencia: Geocéntrico
Régimen: bajo Tierra
Perigeo: 352 kilómetros (219 millas)
Apogeo: 362 kilómetros (225 millas)
Inclinación: 28.45 grados
Período: 91,7 min
De izquierda a derecha – Primera fila: Gardner, marca, Salón; Fila de atrás: Parker, Parise, Hoffman, Durrance-
STS-35 fue el décimo vuelo del transbordador espacial Columbia, el vuelo de la lanzadera 38, y una misión dedicada a la observación astronómica con ASTRO-1, un observatorio Spacelab que consta de cuatro telescopios. La misión lanzado desde el Centro Espacial Kennedy en Florida el 2 de diciembre de 1990.
Columbia, finalmente, se dirige en alto el 2 de diciembre.
El ASTRO-1 con mucho retraso-originalmente se había manifestado a volar en lo que habría sido la próxima misión del transbordador después de STS-51L malogrado Challenger como STS-61E en marzo de 1986. La misión fue renombrada como STS-35 durante el largo disponible -abajo después del accidente con la adición del Telescopio de rayos X de banda ancha ( BBXRT -01), y el original ASTRO-1 de carga útil se sacó de almacenamiento y recertificado para el vuelo.[2] Columbia extenderá a 39A en a finales de abril de 1990 por un fecha de lanzamiento programada del 16 de mayo. Tras la revisión de la preparación de vuelo (FRR), anuncio de una fecha de lanzamiento concreta se retrasó para cambiar una válvula proporcional de bucle de freón refrigerante defectuosa en el sistema de refrigeración de la nave. En la posterior Delta FRR, la fecha fue fijada para el 30 de mayo. Lanzamiento el 30 de mayo se restregó durante llenar el tanque debido a una fuga de hidrógeno menor en el mástil servicio de cola en la plataforma móvil del lanzador y una importante fuga en el tanque externo de montaje / orbitador de desconexión rápida. El hidrógeno también se detectó en el compartimento de popa de la nave y cree que está asociada con una fuga q
ue requieran montar umbilical de 17 pulgadas.
Preparaciones y lanzamiento
Columbia el 39A con Discovery en 39B en la distancia.
Fuga en el cordón umbilical de 17 pulgadas fue confirmada por una prueba de mini-tanque el 6 de junio. La fuga no puede ser reparado en la plataforma, y el vehículo se vuelve a ser la construcción de Ensamblaje de Vehículos (VAB) 12 de junio de demated, y se transfiere al Fondo para el proceso de la órbita (OPF). El montaje del lado del orbitador umbilical de 17 pulgadas fue reemplazado con uno prestado del todavía-a-llegar Endeavour . A continuación, el tanque externo fue equipado con el nuevo hardware umbilical. La carga útil ASTRO-1 fue reserviced regularmente y se mantuvo en la bodega de carga de Columbia ‘s durante las reparaciones del orbitador y reprocesamiento.
Dos días antes del lanzamiento, el cuadro de aviónica en la parte BBXRT de la carga útil ASTRO-1 funciona mal y tuvo que ser cambiado y vuelto a probar. Lanzamiento fue reprogramada para el 6 de septiembre. Durante tanque, se detectaron más altas concentraciones de hidrógeno en el compartimiento de popa de la nave, obligando a un nuevo aplazamiento. Directores de la NASA llegó a la conclusión de que Colombia había experimentado fugas de hidrógeno separados desde el principio: uno de la asamblea umbilical (que ha sido sustituido) y uno o más que había resurgido en el compartimiento de popa. La sospecha se centró en el paquete de tres bombas de recirculación de hidrógeno en el compartimiento de popa. Estos fueron reemplazados y ensayarse. Una junta de la tapa de teflón dañado en el principal motor número tres de hidrógeno fue reemplazado. Lanzamiento fue reprogramado para el 18 de septiembre. La fuga de combustible en el compartimiento de popa volvió a actuar en llenar el tanque, y el lanzamiento se frotó de nuevo. La misión STS-35 fue puesto en espera hasta que el problema resuelto por un equipo especial de tigre asignado por el director del transbordador espacial.
Despegue el 2 de diciembre se retrasó por 21 minutos para permitir que el tiempo de la Fuerza Aérea para observar las nubes de bajo nivel que puedan impedir el seguimiento del ascenso del traslado. El despegue finalmente se produjo el 2 de diciembre de 1990, 01:49:01 AM EST, el lanzamiento de la noche noveno en la historia de enlace y el segundo para Columbia. Un ascenso a la órbita nominal siguió. Este fue uno de los lanzamientos más retardados del programa del transbordador espacial.
Resumen de la misión
MS Robert Parker señala manualmente instrumentos de ASTRO-1 utilizando una palanca en la cubierta de vuelo a popa.
La carga útil principal de la misión STS-35 fue ASTRO-1, el quinto vuelo del Spacelab sistema y el segundo con el iglú y configuración del tren de palets. Los objetivos primarios fueron la vuelta al reloj observaciones de la esfera celeste en el ultravioleta y de rayos X con longitudes de onda espectrales del observatorio ASTRO-1, que consta de cuatro telescopios: Hopkins telescopio ultravioleta (HUT); Experimento Wisconsin ultravioleta Photo-polarímetro (WUPPE); Ultraviolet Imaging Telescope (UIT), montado en el sistema de instrumentos señalador (IPS). El sistema de apuntamiento Instrumento consistía en un sistema de cardán de tres ejes montado sobre una estructura de soporte de cardán conectado a un pallet Spacelab en un extremo y el extremo de popa de la carga útil en el otro, una carga útil del sistema de sujeción para el apoyo del experimento montado durante el lanzamiento y aterrizaje, y un sistema de control basado en la referencia inercial de un paquete giroscopio de tres ejes y operado por un microordenador cardán montado. [3] la banda ancha X-Ray Telescope (BBXRT) y su sistema de orientación de dos ejes (TAPS ) redondeó el complemento instrumento en la bodega de carga de popa.
La tripulación se dividió en turnos después de alcanzar la órbita, con Gardner, Parker, y Parise que comprende el equipo rojo; el equipo azul consistía en Hoffman, Durrance-, y el salón. Comandante Vance Brand fue asignado a cualquiera de los equipos y ayudó a coordinar las actividades de la misión. Los telescopios fueron alimentados y criados desde su posición de estiba por el equipo Red 11 horas de vuelo. Las observaciones comenzaron bajo el azul del equipo 16 horas en la misión después de que los instrumentos fueron sacados.[4] En una observación ultravioleta típica ASTRO-1, el miembro de la tripulación de vuelo en servicio maniobrar el transbordador para señalar la bodega de carga en la dirección general de la objeto astronómico que debe observarse. El especialista de la misión al mando del sistema de apuntamiento para apuntar los telescopios hacia el objetivo. También se clavaron en los de guiar estrellas para ayudar al sistema de apuntamiento se mantienen estables a pesar disparos orbitador propulsores. El especialista de carga configurado cada instrumento para la próxima observación, identificado el 
objetivo celeste en la televisión guía, y siempre que las correcciones de puntería necesarias para colocar el objeto con precisión en el campo de visión del telescopio. Entonces, comenzó a las secuencias de observación del instrumento y supervisa los datos que se registran. Debido a las muchas observaciones crearon una gran carga de trabajo, los especialistas de la carga útil de la misión y trabajaron juntos para llevar a cabo estas operaciones complicadas y evaluar la calidad de las observaciones. Cada observación se llevó entre 10 minutos a un poco más de una hora.[5]
Otra vista del observatorio.
Problemas con la precisión de puntería de la IPS y los fallos de sobrecalentamiento secuenciales de ambas unidades de visualización de datos (utilizado para señalar los telescopios y experimentos de operación) durante la misión impactadas procedimientos de la tripulación, el objetivo y los equipos de tierra forzosos en el Marshall Space Flight Center (MSFC) para dirigir el telescopios con ajuste de precisión por la tripulación de vuelo. BBXRT fue dirigido desde el principio por los operadores en tierra en el Goddard Space Flight Center y no se vio afectada. El telescopio de rayos X requiere poca atención de la tripulación. Un miembro de la tripulación se convertiría en el BBXRT y los grifos en el comienzo de las operaciones y luego apagarlos cuando las operaciones concluyeron. Después de que el telescopio se activó, los investigadores de Goddard podían “hablar” con el telescopio a través del ordenador. Antes de que comenzaran las operaciones científicas, los comandos almacenados fueron cargados en el sistema informático BBXRT. Entonces, cuando los astronautas del transbordador posicionados en la dirección general de la fuente, el TAPS señaló automáticamente el BBXRT en el objeto. Dado que el traslado podría estar orientado en una sola dirección a la vez, las observaciones de rayos X tuvieron que ser cuidadosamente coordinada con observaciones ultravioletas. A pesar de los problemas de puntería, todo el conjunto de telescopios obtuvo 231 observaciones de 130 objetos celestes en un lapso combinado de 143 horas. Equipos científicos del Centro Marshall y Goddard estima que el 70% de los objetivos de la misión se ha completado.[6] ASTRO-1 fue la primera misión de un transbordador controlada en parte de las instalaciones de operaciones de la misión Spacelab de control del Centro Marshall en Huntsville, Alabama.
Durante el vu
elo, la tripulación experimentó problemas de vertido de aguas residuales debido a una línea de agua de desagüe atascado, pero se las arregló para compensar el uso de contenedores de repuesto. Los problemas también afectaron una hélice de RCC y un texto y gráficos teleprinter a bordo utilizado para recibir actualizaciones del plan de vuelo.
Cargas adicionales y experimentos
Sam Durrance y Jeffrey Hoffman durante la primera lección de clase transmitido desde el espacio. También la primera corbata gastada en el espacio.
La realización de las transmisiones de radio de onda corta entre los operadores de radio aficionados en tierra y un radioaficionado a base de transporte fue la base para el experimento de traslado de Radioaficionado (SAREX) -II. SAREX comunica con las estaciones de aficionado en la línea de visión del orbitador en uno de los cuatro modos de transmisión: de voz, televisión de barrido lento (SSTV), o datos (enlace ascendente solamente) de televisión de exploración rápida (FSTV). El modo de voz fue operado en el modo asistido, mientras SSTV
, datos o FSTV podrían ser operados en los modos atendida o desatendida. Durante la misión, SAREX fue operado por el especialista de carga Ron Parise, un operador con licencia (WA4SIR), durante los períodos en que no estaba programado para otras actividades de carga útil orbitador.[7] Un experimento basado en tierra para calibrar los sensores electro-ópticos en Air fuerza Maui sitio óptico (AMOS) en Hawai también se llevó a cabo durante la misión. El Programa Aula Espacio: Asignación: El proyecto de Estrellas se llevó a cabo para despertar el interés de los estudiantes en ciencias, matemáticas y tecnología. Especialista de la misión Hoffman llevó a cabo la primera lección de clase se enseña desde el espacio el 7 de diciembre en apoyo de este objetivo, que cubre el material en el espectro electromagnético y el observatorio ASTRO-1. Una lección de soporte se enseña desde el centro de control de ASTRO-1 en Huntsville.
Columbia aterriza.
La misión fue interrumpida por un día debido al mal tiempo inminente en el sitio de aterrizaje principal, la Base Aérea Edwards , California. Los sistema de maniobra orbital (OMS) los motores se dispararon a las 8:48 pm PST sobre el Océano Índico para que salga de órbita de la nave espacial, que aterrizó en la pista 22 en la base aérea Edwards , CA en 21:5
4 10 de diciembre de 1990 después de una duración de la misión de 8 días, 23 horas y 5 minutos. Esta fue la cuarta noche de aterrizaje del programa de transbordadores. Distancia lanzamient
o: 10,447 pies (3.184 kilómetros (1.978 millas)). Tiempo de lanzamiento:. 58 segundos Columbia volvió a KSC el 20 de diciembre en la lanzadera de portaaviones. Aterrizaje Peso: 102,208 kilogramos (225.330 libras).
ASTRO-1 se somete a post-proceso Challenger.
ASTRO-1 a bordo del Columbia en el Fondo para el proceso de la órbita.
Columbia dirige de nuevo a la KSC.
La carga útil en su posición de estiba.
Parque de los Menhires
Subcategoría: Megalitos.
El Parque de los Menhires está ubicado en El Mollar a pocos kilómetros de Tafi del Valle, en la Provincia de Tucumán (Argentina). Es unas importante reserva arqueológica, un predio en donde se ven más de 50 megalitos de la cultura Cultura Tafí, que datan entre los años 820 aC y 780 dC.
El predio está ubicado en una suave loma. Sus megalitos están ubicados de una forma en especial, creando un lenguaje simbólico que se conecta con un mundo en donde los fenómenos de la naturaleza son protagonistas, entre ellos la sequía, la lluvia y el sol.
A lo largo de los años las interpretaciones fueron muchas, lo cierto es que la verdad quedo en un antiguo pueblo, nadie sabe con exactitud en que creían o que fuerzas 
regían en la vida cotidiana, nadie sabia como se llamaban sus dioses.
Las primeras investigaciones tuvieron lugar en el año 1897 a cargo del Arqueólogo Juan Ambrosetti quien dedicó parte de su vida a descifrar el enigma de los monolitos. Luego de este arqueólogo continuaron el trabajo otros investigadores, entre ellos Quevedo, Bruch, Jaime Freire, quienes recibieron ayuda de la Universidad Nacional de Tucumán.
Muchos años más tarde con la ayuda de la Secretaria de Turismo se realizó el Parque los Menhires, al que se puede acceder por las Ruta Provincial 307. En la actualidad es uno de los sitios más visitados de la zona.
Antes de la creación del parte, en el centro de la capital se encontraba el Parque 9 de Julio, con otros yacimientos de propiedad privada que luego fueron transportados cuidadosamente a la zona. Así se podían encontrar todos juntos y lograr un impacto más sorprendente.
Algunos de los bloques de piedras superan los tres metros de altura. Es increíble pensar que muchos de ellos tienen entre mil y 10 mil años de pie.
Los valles y laderas de las tierras tucumanas fueron el hogar de la milenaria Cultura Tafí, cuyos vestigios infundan de un místico encanto histórico a toda la región. Una de las muestras más importantes de los legados de esta cultura se halla en la Reserva Arqueológica L
os Menhires, ubicada en El Mollar, 15 kilómetros al este de Tafí del Valle.
En la reserva se exponen unos cincuenta megalitos (denominados “menhires”, “piedras larga”) pertenecientes a la cultura Tafí, y producidos entre el 820 a.C y el 780 d.C. En 1897, el arqueólogo italiano Juan Ambrossetti estudió estas figuras de piedra, rescatando el valor artístico y cultural de estos primigenios pobladores del noroeste argentino, iniciadores de la alfarería en la región.
Pese al arduo paso del tiempo, las esculturas se han conservado y hoy pueden apreciarse en el predio La Sala, frente a la plaza principal de El Mollar.
Ulysses
Sonda Ulysses.
Ulysses es una sonda espacial no tripulada diseñada para estudiar el Sol a todas las latitudes. La sonda, nombrada así por la traducción al latín de Odiseo, protagonista de la obra clásica Odisea, fue lanzada el 6 de octubre de 1990 por el transbordador espacial Discovery durante la misión STS-41. Fue una misión conjunta entre la NASA y la ESA. La sonda estaba equipada con instrumentos para caracterizar campos, partículas y polvo. Obtenía la energía de un generador termoeléctrico de radioisótopos. La misión finalizó el 30 de junio de 2009 al ordenarse desde tierra a la sonda el apagado de sus sistemas debido a que ya no podía realizar actividades científicas significativas por el agotamiento de su fuente de energía nuclear.
Las observaciones del Sol realizadas tanto desde la Tierra como con las sondas clásicas se centraban en su región ecuatorial. La Tierra, y los cohetes lanzados desde ella, orbitan en el plano de la eclíptica, que coincide con el ecuador solar. Enviar una sonda a una órbita fuera de la eclíptica implicaría muchísima energía y sería necesario un vehículo extremadamente poderoso.
En los años 1970 se comenzaron a llevar a cabo con éxito las primeras asistencias gravitatorias, haciendo posible para una nave espacial que se acercara a Júpiter el alterar su órbita hasta colocarse en una órbita tal que pasara sobre los polos del Sol. Fue entonces cuando se propuso la misión Out Of the Ecliptic (OOE).
Originalmente, el diseño constaba de dos sondas, las cuales realizarían el viaje a Júpiter, desviándose una hacia el polo norte solar y la otra al polo sur, con lo que se podrían estudiar ambos polos simultáneamente. Debido a recortes en el presupuesto se rediseñó la misión para utilizar una sola sonda, que fue bautizada como Ulysses en referencia al intrincado viaje que tendría que hacer hasta llegar a la región polar solar. La duración de la misión era de 5 años.
Tras dejar la Tierra, Ulysses llegó a Júpiter en febrero de 1992 para una maniobra de sobrevuelo. Tras ella quedó en una órbita con una inclinación orbital de 80,2 grados respecto a la eclíptica. Entre 1994 y 1995 exploró por primera vez los polos del Sol.
Misión extendida
Dado el buen estado de la nave se decidió aportar fondos para extender la misión y durante un segundo sobrevuelo (entre 2000 y 2001) volvió a explorar las regiones polares solares tanto norte como sur, realizando descubrimientos inesperados, como las características del polo sur, mucho más dinámico que el norte y sin una localización fija. En 2003–04 realizó algunas observaciones sobre Júpiter.
La misión fue extendida por tercera vez para el periodo entre 2007 y 2008.
Durante las fases de crucero Ulysses recolectaba datos únicos. Como única sonda fuera de la eclíptica con un instrumento de rayos gamma, Ulysses formó parte importante del programa de detección de estallidos de rayos gamma.
El 1 de mayo de 1996 la sonda cruzó la cola del cometa Hyakutake, revelando que esta era mayor de lo que se esperaba, hasta alcanzar casi las 3,8 unidades astronómicas.
El cuerpo de la sonda es una caja en la que va montada una antena de 1,65 m de diámetro y el generador de radioisótopos. Dentro del cuerpo hay un tanque de hidracina, utilizada para correcciones de trayectoria y para redirigir la antena a la Tierra. El peso total en el lanzamiento era de unos 370 kg.
Instrumentos
- Antenas de radio y plasma: dos antenas extendidas perpendicularmente al cuerpo y al eje de giro. Juntas, forman un dipolo de 72 m. Una tercera antena se extiende desde el cuerpo, a lo largo del eje de giro, en una antena monopolar de 7,5 m de largo.
- Instrumentos montados en el cuerpo de la sonda: en el cuerpo propiamente dicho de la sonda se encuentran detectores de electrones, iones, gas neutro, polvo y rayos cósmicos. Además la radio puede usarse para la búsqueda de ondas gravitacionales y estudiar la atmósfera del Sol durante las ocultaciones.
- Otros instrumentos: la sonda contiene también otra serie de instrumentos que por sus características deben ir en compartimentos separados del resto de la nave. Tiene un detector de rayos X para estudiar las llamaradas solares y la aurora de Júpiter, un detector de GRB y dos magnetómetros distintos.
La masa total de los instrumentos científicos es de 55 kg.
Preparada por la ESA (1990), esta sonda debía medir las propiedades del viento solar, del campo magnético interplanetario, de los rayos cósmicos galácticos y del gas interestelar neutro, así como la composición y la aceleración de partículas energéticas al variar la latitud solar. Estaba dotada con dos magnetómetros, dos instrumentos para recoger y analiz
ar el plasma del viento solar, tres instrumentos para analizar las partículas cargadas, un sensor para el gas neutro interestelar y otro para el polvo cósmico, así como un sensor para registrar los rayos X solares relacionados con la actividad superficial y los rayos de origen cósmico. Gracias a todo este equipo aumentó nuestro conocimiento sobre la corona solar y, entre otros aspectos, realizó investigaciones sobre las ondas gravitatorias.
Aprovechando el “efecto honda” de Júpiter, entró en una órbita heliocéntrica por la que sobrevoló el polo sur (1994, 2000) y el polo norte (1995, 2001) del Sol a 2 unidades astronómicas de distancia.
El Discovery fue el transbordador encargado de lanzar el telescopio espacial Hubble. La segunda y tercera misión de servicios al Hubble también fueron realizadas por el Discovery. También puso en órbita la sonda Ulysses y tres satélites TDRS. El Discovery ha sido escogido en dos ocasiones como el orbitador para regresar al espacio, la primera en 1988 como regreso tras el accidente del transbordador Challenger en 1986 y, posteriormente, en un regreso doble en julio de 2005 y julio de 2006 tras el accidente del transbordador Columbia de 2003. El transbordador también ha transportado al astronauta John Glenn, del Proyecto Mercury, que en ese momento contaba con 77 años, convirtiéndose en la persona de mayor edad en el espacio.
Final de la misión
Inicialmente el final de la misión se calculó que ocurriría a mediados de 2008 y que la causa sería la congelación de la hidracina en los conductos de los propulsores debido a que los calentadores eléctricos de los mismos no funcionarían adecuadamente por el agotamiento de la fuente de energía nuclear. Sin el sistema propulsor de hidracina la nave no podría orientarse para comunicarse con la Tierra. Sin embargo los ingenieros desarrollaron procedimientos para mantener la hidracina líquida en los conductos expulsando una pequeña cantidad de ella cada dos horas, y la menguante energía eléctrica fue racionada a los instrumentos y diversos sistemas de la nave.
Sin embargo, frente a la inevitable pérdida de los sistemas por un cada vez menor flujo de energía y la incertibumbre en cuanto a la cantidad de hidracina restante, junto con un retorno científico cada vez más pequeño, se decidió apagar definitivamente la sonda el 30 de junio de 2009 enviando comandos a la nave en una sesión de comunicación desde una de las antenas de la Red del Espacio Profundo de la NASA a las 17:35 CEST. El sistema de comunicaciones de la sonda se puso en modo “sólo escucha” a las 22:15 CEST, cesando el resto de actividades.1
Enlaces externos
- Ulysses en la NASA
- Ulysses en la ESA
- ESA/NASA/JPL: Detalles sobre los instrumentos y los subsistemas de la sonda
- Ulises Otras Naves Espaciales.
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