Este Mundo, a veces insólito

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Observatorios espaciales

Un observatorio espacial, también conocido como telescopio espacial, es un satélite artificial o sonda espacial que se utiliza para la observación de planetas, estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes de forma similar a un telescopio en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita desde que el Cosmos 215, considerado el primer observatorio espacial,1 2 fuese lanzado el 18 de abril de 1968, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos.

Estos telescopios, pueden ser parte del satélite portador, o ser el único instrumento del mismo, y pueden observar, una o varias frecuencias electromagnéticas. Como son: los rayos cósmicos, el viento solar, la radiación ultravioleta, etc. Se excluyen aquellos observatorios que solamente se dedican a obtener fotografías, con cámaras de alta resolución.

space_telescopes_rk2011_1200x700Clasificación muy interesante: http://www.letraherido.com/13040105grandestelescopios.htm#1

Nombre Fecha Agencia Comentarios
OSO (serie) 07/03/1962 – 21/06/1975 NASA Rayos X y Rayos UV del Sol
Vela (serie) 17/10/1963 – 27/09/1984 NASA Rayos gamma cósmicos y Pruebas nucleares
Pioneer 6 – Pioneer A 16/12/1965 NASA Viento solar y Rayos cósmicos
Pioneer 7 – Pioneer B 17/08/1966 NASA Viento solar y Rayos cósmicos
OSO 3 08/03/1967 NASA Rayos X y Rayos UV del Sol
Pioneer 8 – Pioneer C 13/12/1967 – 1996 NASA Viento solar y Rayos cósmicos
Cosmos 215 18/04/1968 – 30/06/1972 URSS Luz visible y ultravioleta
Pioneer 9 – Pioneer D 08/11/1968 – 05/1983 NASA Viento solar y Rayos cósmicos
OAO-2 07/12/1968 – 13/02/1973 NASA Luz ultravioleta
Uhuru (SAS-1) 12/12/1970 – 01/03/1973 NASA Telescopio de Rayos X
Orión-1 19/04/1971 URSS Ultravioleta
SAS 2 15/02/1972 – 08/06/1973 NASA Rayos Gamma
Pioneer 10 12/03/1972 – 2003 NASA Viento solar y Rayos cósmicos
UVC 23/04/1972 NASA Ultravioleta
OAO-3 – Copérnico 21/08/1972 – 02/1981 NASA y SERC Telescopio de Rayos X y ultravioleta
KAO 05/1974 – 1995 NASA Infrarrojo
ANS 30/08/1974 – 02/06/1976 ISRO Rayos X y ultravioleta
Ariel V 15/12/1974 – 14/03/1980 SRC y NASA Rayos X
Aryabhata 19/04/1975 – 24/04/1975 ISRO Rayos X
SAS 3 07/05/1975 – 09/04/1979 NASA Rayos X
COS-B 09/08/1975 – 18/01/1986 ESA Rayos X y Rayos gamma
HEAO-1 12/08/1977 – 09/01/1979 NASA Telescopio de Rayos X
IUE 26/01/1978 – 30/12/1996 NASA, SRC, ESA Ultravioleta
HEAO-2 (Einstein) 13/11/1978 – 26/04/1981 NASA Telescopio de Rayos X
(Corsa-b) Hachuko 21/02/1979 – 16/04/1985 JAXA Rayos X y Rayos gamma
HEAO-3 20/09/1979 – 29/05/1981 NASA Telescopio de Rayos X y rayos gamma
Maximum Mission – SMM 14/02/1980 – 02/12/1989 NASA Erupciones solares
IRAS 25/01/1983 – 21/11/1983 NASA, NIVR, SERC Infrarrojo
Tenma – ASTRO-B 20/02/1983 – 17/12/1988 JAXA Rayos X y Rayos gamma
Astron 23/03/1983 – 1989 Rusia Rayos X y Ultravioleta
EXOSAT 26/04/1983 – 06/04/1986 ESA Telescopio de Rayos X
ASTRO-C – (Ginga) 05/02/1987 – 01/11/1991 ISAS Rayos X
Hipparcos 18/08/1989 – 17/08/1993 ESA Cartografía de la Vía Láctea
COBE 18/11/1989 – 1993 NASA Microondas
Granat 01/12/1989 – 27/11/1998 IKI y CNRS Rayos X y rayos gamma
Hubble 24/04/1990 NASA y ESA Reflector, varios
ROSAT 01/06/1990 – 12/02/1999 DLR Telescopio de Rayos X
Gamma 11/07/1990 – 28/02/1992 RSA Rayos Gamma
Ulysses 06/09/1990 – 30/06/2009 NASA y ESA Sol, Planetas solare y objetos menores
Astro 1 02/12/1990 – 11/12/1990 NASA Rayos X y ultravioleta
Compton – CGRO 05/04/1991 – 04/06/2000 NASA Rayos Gamma
Yohkoh – SOLAR-A 30/08/1991 – 14/12/2001 ISAS Planetas solare y objetos menores
Extreme Ultraviolet Explorer EUVE 07/06/1992 – 30/01/2002 NASA Telescopio del Ultravioleta
SAMPEX 03/07/1992 – 30/06/2004 NASA Partículas energéticas
Asuka (ASKA) – ASTRO-D 20/02/1993 – 14/07/2000 JAXA Rayos X y Rayos gamma
Spartan 201 08/04/1993 NASA Varios
Alexis 25/04/1993 – 29/04/2005 LANL Rayos X
CGS/Wind – Clementine 01/11/1994 NASA Planetas solare y objetos menores
Astro 2 02/03/1995 – 18/03/1995 NASA Ultravioleta
IRTS 18/03/1995 – 15/04/1995 ICEA & NASDA Infrarrojo
IEH-1 07/09/1995 NASA Varios
ISO 17/11/1995 – 16/05/1998 ESA y NASA Infrarrojo
SoHO 02/12/1995 NASA y ESA Observatorio solar
RXTE 30/12/1995 – 05/01/2012 NASA Telescopio rayos X
MSX 24/04/1996 – 26/02/1997 USN Infrarrojo
BeppoSAX 30/04/1996 – 29/04/2003 ASI e NIVR Telescopio de Rayos X
ORFEUS-SPAS 19/11/1996 – 07/12/1996 NASA y DARA Ultravioleta
HALCA MUSAS-B VSOP 12/02/1997 – 30/11/2005 ICEA Radio, onda larga
Minisat-01 – LEGRI 21/04/1997 – 26/02/2002 INTA Rayos X y Rayos gamma
IEH-2 07/08/1997 – 19/08/1997 NASA Varios
Advance Composition Explorer 25/08/1997 NASA Observatorio Rayos cósmicos
Cassini/Huygens 15/10/1997 NASA, ESA, ASI Planetas solare y objetos menores
AMS-01 03/06/1998 Varios Partículas energéticas
IEH-3 29/10/1998 – 07/11/1998 NASA Varios
SWAS – Explorer 74 06/12/1998 – 21/07/2004 NASA Ondas submilimétricas
WIRE 05/03/1999 – 10/05/2011 NASA Infrarrojo
ABRIXAS 28/04/1999 – 01/05/1999 DLR Rayos X
FUSE 24/06/1999 – 06/09/2007 NASA, CNES y CSA Ultravioleta
Chandra – (AXAF) 23/07/1999 NASA Telescopio de Rayos X
XMM-Newton 10/12/1999 ESA Telescopio de Rayos X
HETE-2 Explorer-2 09/10/2000 NASA Rayos Gamma y Rayos X
ATIC 28/12/2000 NASA Observatorio Rayos cósmicos
Odín 20/02/2001 SSC Astrofísica y microondas
WMAP 30/06/2001 – 28/10/2010 NASA Teoría y origen del universo.
INTEGRAL 17/02/2002 ESA, NASA Rayos Gamma – X – visible
BOOMERanG 06/01/2003 – 21/01/2003 Observatorio Rayos cósmicos
CHIPSat 13/01/2003 – 11/04/2008 NASA Ultravioleta
GALEX 28/04/2003 – 28/06/2013 NASA Galaxias en ultravioleta
MOST 30/06/2003 CSA Búsqueda planetas extrasolares
SIRTF – Spitzer 25/08/2003 NASA Infrarrojos. Objetos fríos, visible
STSat1 – Kaistsat 4 27/09/2003 – 10/2005 KARI Ultravioleta
SWIFT 20/11/2004 NASA y otros Fuente de rayos gamma y otros
ASTRO-EII – (Suzaku) 10/07/2005 – 02/09/2015 ISAS y NASA Telescopio de Rayos X
ASTRO-F (Akari) 21/02/2006 – 24/11/2011 JAXA y ESA Infrarrojo
Pamela 11/06/2006 Italia Detección de partículas, materia oscura
Corot 27/12/2006 – 24/06/2013 CNES, ESA, etc. Búsqueda planetas extrasolares
AGILE 23/04/2007 ASI Telescopio rayos gamma
Gravity Probe B 20/04/2008 NASA Teoría relatividad y gravedad
Fermi (GLAST) 11/06/2008 NASA y otros Fuente de rayos gamma
IBEX – Explorer 91 19/10/2008 – 16/08/2016 NASA Partículas energéticas sistema solar
Kepler 06/03/2009 – 01/05/2013 NASA Búsqueda planetas extrasolares
Herschel 14/05/2009 – 29/04/2013 ESA Infrarrojo lejano, Ondas submilimétricas
Planck 14/05/2009 – 10/12/2014 ESA Infrarrojo lejano, Ondas submilimétricas
WISE 14/12/2009 – –/–/2011 NASA Infrarrojo
SDO 11/02/2010 NASA Observatorio solar
SOFIA 05/2010 NASA y DLR Infrarrojo (aerotransportado)
AMS-02 16/05/2011 Varios Partículas energéticas
Spektr-R – RadioAstron 18/07/2011 Rusia y otros Radioastronomía
Juno 05/08/2011 NASA Estudio de Júpiter
NuSTAR 13/06/2012 NASA Telescopio espectroscópico nuclear conjunto
NEOSSat 15/02/2013 CSA Asteroides y basura espacial
BRITE-A-1 – UniBRITE-1 25/02/2013 Austria Astronomía óptica
BRITE-A-2 – Tugsat-1 25/02/2013 Canadá Astronomía óptica
IRIS 28/06/2013
Hisaki – Sprint-A 14/09/2013 JAXA Ultravioleta
BRITE-PL-1 – LEM 21/11/2013 Polonia Astronomía óptica
Gaia 19/12/2013 ESA Cartografía de la Vía Láctea
BRITE-CA-1 – CAN-X-3 19/06/2014 CSA Astronomía óptica
BRITE-CA-2 – CAN-X-3 19/06/2014 CSA Astronomía óptica
BRITE-PL-2 – Heweliusz 19/08/2014 Polonia Astronomía óptica
ASTROSAT 28/09/2015 India Telescopio de Rayos X, ultravioleta y visible
LISA Pathfinder 03/12/2015 ESA Ondas gravitacionales
DAMPE – Wukong 17/12/2015 China Partículas energéticas
ASTRO-H – Hitomi 17/02/2016 – 24/03/2016 JAXA Telescopio de Rayos X
UFFO 28/04/2016 Varios Rayos Gamma
CHEOPS 18/12/2019 ESA Telescopio. Observatorio. Búsqueda de exoplanetas
James Webb 25/12/2021 NASA-CSA-ESA Infrarrojo y Otros

OSO 3

OSO 3

OSO 3 ( Observatorio Solar en Órbita 3 ), u Tercer Observatorio Solar en Órbita [2] [3] (conocido como OSO E2 antes del lanzamiento) fue lanzado el 8 de marzo de 1967, en una órbita casi circular de altitud media de 550 km, inclinada a 33 ° al plano ecuatorial. Su grabadora de cinta a bordo falló el 28 de junio de 1968, lo que permitió solo la adquisición de datos escasos en tiempo real durante los pases de la estación a partir de entonces; los últimos datos se recibieron el 10 de noviembre de 1969. OSO 3 volvió a entrar en la atmósfera terrestre y se quemó el 4 de abril de 1982.

OSO 3

El tercer Observatorio Solar en Órbita, OSO 3, mostrando su “Vela” (superior), que lleva experimentos solares apuntando al Sol, y su “Rueda” giratoria (inferior), que lleva dos instrumentos de exploración del cielo: el UCSD de rayos X duros experimento, y el telescopio de rayos gamma del MIT

Tipo de misión: Física solar

Operador: NASA

ID COSPAR: 1967-020A

SATCAT no.: 02703

Duración de la misión: 2 años, 8 meses

Propiedades de la nave espacial

Fabricante: BBRC

Masa de lanzamiento: 281 kilogramos (619 libras)

Comienzo de la misión

Fecha de lanzamiento: 8 de marzo de 1967, 16:19:00 UTC

Cohete: Delta C

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-17A

Fin de misión

Último contacto: 10 de noviembre de 1969

Fecha de descomposición: 4 de abril de 1982

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: tierra baja

Excentricidad: 0.002164

Altitud del perigeo: 534 kilometers (332 mi)

Altitud de apogeo: 564 kilometers (350 mi)

Inclinación: 32,87 grados

Período: 95.53 minutos

Movimiento medio: 15.07

Época: 8 de mayo de 1967, 11:19:00 UTC [1]

Como todos los satélites de la serie American Orbiting Solar Observatory (OSO), tenía dos segmentos principales: uno, la “Vela”, estaba estabilizado para mirar hacia el Sol y llevaba paneles solares y experimentos de física solar que apuntaban al Sol. La otra sección, la “Rueda”, giraba para proporcionar una estabilidad giroscópica general y también llevaba instrumentos de exploración del cielo que barrían el cielo a medida que giraba la rueda, aproximadamente cada 2 segundos.

Instrumentación

Experimentos a bordo de OSO 3
Nombre Objetivo Investigador principal
Rayos gamma de alta energía (> 50 MeV) anti-solar Kraushaar, WL , Instituto de Tecnología de Massachusetts
Detector de espectro de rayos cósmicos y analizador de rayos gamma Sol , todo el cielo Kaplon, Morton F, Universidad de Rochester
Experimento de radiómetro direccional Tierra Neel, Carr B Jr, Centro de Investigación Ames de la NASA
Tierra Albedo (0,32 a 0,78 µm) Tierra Neel, Carr B Jr, Centro de Investigación Ames de la NASA
Espectrómetro EUV solar de 0,1 a 40,0 nm Sol Neupert, Werner M, Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA
Cámara de iones de rayos X solares de 0,8 a 1,2 nm Sol Teske, Richard G, Universidad de Michigan
Telescopio de rayos gamma solar y celeste (7,7 a 200 keV) Sol, todo el cielo Laurence E. Peterson Universidad de California, San Diego
Emisividad de radiación térmica entorno espacial cercano a la Tierra Neel, Carr B Jr, Centro de Investigación Ames de la NASA
Espectrómetro ultravioleta extremo Sol Hinteregger, Hans E, Laboratorio Phillips

El Sail llevó a cabo un experimento de rayos X duros de UCSD, con un solo cristal de centelleo delgado NaI (Tl) más un fototubo encerrado en un escudo anticoincidencia CsI (Tl) en forma de obús. La resolución energética fue del 45% a 30 keV. El instrumento operaba de 7,7 a 210 keV con 6 canales. El Investigador Principal (PI) fue el Prof. Laurence E. Peterson de UCSD. de rayos gamma cósmicos (>50 MeV También en la rueda había un instrumento de estudio del cielo ) aportado por el MIT, con el IP Prof. William L. Kraushaar.

Resultados científicos

OSO-3 obtuvo extensas observaciones de rayos X duros de erupciones solares, el fondo cósmico difuso de rayos X y múltiples observaciones de Scorpius X-1, la primera observación de una fuente de rayos X extrasolar por un satélite de observación.[4] [5] [6] [7]

El instrumento de rayos gamma del MIT obtuvo la primera identificación de rayos gamma cósmicos de alta energía que emanan de fuentes galácticas y extragalácticas.[8]

Vela

Vela

Serie de Observatorios

Vela era el nombre de un grupo de satélites desarrollados como el elemento Vela Hotel del Proyecto Vela por los Estados Unidos para detectar detonaciones nucleares y monitorear el cumplimiento del Tratado de Prohibición Parcial de Pruebas de 1963 por parte de la Unión Soviética.

Satélite Vela 5B en órbita.

País de origen: Estados Unidos

Operador: Fuerza Aérea de EE. UU.

Aplicaciones: Reconocimiento

Especificaciones

Régimen: Órbita muy elíptica

Vida de diseño: 15 años

Estado: Retirado

Lanzado: 12

Operacional: 0

Retirado: 12

Lanzamiento inaugural: Vela 1A

Último lanzamiento: Vela 6B

Programa: Proyecto Vela & Integrated Operational Nuclear Detection System (IONDS).

Campo: Satélite de reconocimiento

Lanzamiento: 1963 hasta 1970

Lanzacohetes: AtlasAgenaTitan IIIC

Fin de la misión: 1984

Duración: 15 años

Misa en el lanzamiento: de 150 a 261 kg

Vela comenzó como un programa de investigación de bajo presupuesto en 1959. Terminó 26 años después como un sistema espacial militar exitoso y rentable, que también proporcionó datos científicos sobre fuentes naturales de radiación espacial. En la década de 1970, la misión de detección nuclear fue asumida por los satélites del Programa de Apoyo a la Defensa (DSP). A fines de la década de 1980, se amplió con los satélites del Sistema de posicionamiento global (GPS) Navstar. El programa ahora se llama Sistema Operativo Integrado de Detección NuDet (Detonación Nuclear) ( IONDS).

Despliegue

Se construyeron doce satélites, seis del diseño del Vela Hotel y seis del diseño Advanced Vela. La serie Vela Hotel fue para detectar pruebas nucleares en el espacio, mientras que la serie Advanced Vela fue para detectar no solo explosiones nucleares en el espacio sino también en la atmósfera.

Todas las naves espaciales fueron fabricadas por TRW y lanzadas en pares, ya sea en un propulsor AtlasAgena o Titan III -C. Fueron colocados en órbitas de 118.000 km (73.000 millas),[1] muy por encima de los cinturones de radiación de Van Allen. Su apogeo fue aproximadamente un tercio de la distancia a la Luna. El primer par de Vela Hotel se lanzó el 17 de octubre de 1963,[2] una semana después de que entrara en vigencia el Tratado de Prohibición Parcial de Pruebas, y el último en 1965. Tenían una vida útil de seis meses, pero solo se cerraron después de cinco años. Los pares Advanced Vela se lanzaron en 1967, 1969 y 1970. Tenían una vida útil nominal de diseño de 18 meses, que luego se cambió a siete años. Sin embargo, el último satélite que se apagó fue el Vehículo 9 en 1984, que se había lanzado en 1969 y había durado casi 15 años.

La serie Vela comenzó con el lanzamiento de Vela 1/2 el 17 de octubre de 1963, un vuelo que también marcó el viaje inaugural del vehículo Atlas-Agena SLV-3. El segundo par de satélites se lanzó el 17 de julio de 1964 y el tercero el 20 de julio de 1965. El último lanzamiento falló levemente cuando un motor vernier Atlas se apagó en el despegue, mientras que el otro nonio operaba a niveles de empuje por encima de lo normal. Esto resultó en una inclinación ligeramente más baja de lo normal para los satélites, sin embargo, la misión se llevó a cabo con éxito. El problema se debió a un mal funcionamiento de la válvula de asiento a vernier LOX.

Los satélites Vela posteriores se cambiaron al propulsor Titan IIIC debido a su mayor peso y complejidad. Se lanzaron tres conjuntos más el 28 de abril de 1967, el 23 de mayo de 1969 y el 8 de abril de 1970. El último par de satélites Vela operó hasta 1985, cuando finalmente se cerraron, la Fuerza Aérea afirmó que eran los más antiguos del mundo en funcionamiento. Permanecieron en órbita hasta su descomposición a fines de 1992.

Instrumentos

El satélite Vela-5A / B en su sala blanca. Los dos satélites, A y B, se separaron después del lanzamiento.

Los satélites Vela originales estaban equipados con 12 detectores de rayos X externos y 18 detectores internos de neutrones y rayos gamma. Estaban equipados con paneles solares que generaban 90 vatios.

Los satélites Advanced Vela estaban equipados adicionalmente con dos sensores de fotodiodo de silicio sin imágenes llamados bhangmetros que monitoreaban los niveles de luz en intervalos de menos de milisegundos. Podrían determinar la ubicación de una explosión nuclear dentro de aproximadamente 3,000 millas. Las explosiones nucleares atmosféricas producen una firma única, a menudo llamada “curva de doble joroba”: un destello corto e intenso que dura alrededor de 1 milisegundo, seguido de una segunda emisión de luz mucho más prolongada y menos intensa que toma una fracción de segundo a varios segundos. El efecto se produce porque la superficie de la primera bola de fuego es rápidamente superada por la onda de choque atmosférica en expansión compuesta de gas ionizado. Aunque emite una cantidad considerable de luz en sí mismo, es opaco y evita que la bola de fuego mucho más brillante brille a través. A medida que la onda de choque se expande, se enfría y se vuelve más transparente, lo que permite que la bola de fuego mucho más caliente y brillante vuelva a ser visible.

No solo fenómeno natural se conoce la producción de esta firma, aunque se especuló con que el Velas podría grabar excepcionalmente raros eventos dobles naturales, tales como un meteoro huelga en la nave espacial que produce un destello brillante o desencadenante en un rayo Superbolt en la atmósfera de la Tierra, como pudo haber ocurrido en el incidente de Vela.[3] [4] [5]

También estaban equipados con sensores que podían detectar el pulso electromagnético de una explosión atmosférica.

Se requería energía adicional para estos instrumentos, y estos satélites más grandes consumían 120 vatios generados a partir de paneles solares. Por casualidad, los satélites Vela fueron los primeros dispositivos en detectar explosiones de rayos gamma cósmicos.

Observaciones controvertidas

Alguna controversia todavía rodea al programa Vela ya que el 22 de septiembre de 1979 el satélite Vela 5B (también conocido como Vela 10 y OPS 6911[6]) detectó el característico destello doble de una explosión nuclear atmosférica cerca de las Islas Príncipe Eduardo. Aún explicado de manera insatisfactoria, este evento se conoce como el Incidente de Vela. El presidente Jimmy Carter inicialmente consideró que el evento era evidencia de una prueba nuclear conjunta de Israel y Sudáfrica, aunque el informe ahora desclasificado de un panel científico que posteriormente nombró mientras buscaba la reelección concluyó que probablemente no fue el evento de una explosión nuclear.[cita requerida] Una explicación alternativa implica un evento magnetosférico que afecta a los instrumentos.

Un incidente anterior ocurrió cuando una intensa tormenta solar el 4 de agosto de 1972 activó el sistema en modo evento como si hubiera ocurrido una explosión, pero esto fue rápidamente resuelto por el personal que monitoreaba los datos en tiempo real. [7]

En 2018, un nuevo estudio confirmó que es muy probable que se tratara de una prueba nuclear, realizada por Israel. [8] [9]

Vela 5A y 5B

El detector de rayos X de centelleo (XC) a bordo del Vela 5A y su Vela 5B gemelo constaba de dos cristales de NaI (Tl) de 1 mm de espesor montados en tubos fotomultiplicadores y cubiertos por una ventana de berilio de 0,13 mm de espesor. Los umbrales electrónicos proporcionaron dos canales de energía, 3–12 keV y 6–12 keV.[10] Además del anuncio de rayos X de Nova indicado arriba, el detector XC a bordo del Vela 5A y 5B también descubrió y anunció la primera explosión de rayos X jamás reportada.[11] El anuncio de este descubrimiento precedió al anuncio inicial del descubrimiento de explosiones de rayos gamma en 2 años. Delante de cada cristal había un colimador de listones que proporcionaba un ancho completo a la mitad de la apertura máxima (FWHM) de ~ 6,1 × 6,1 grados. El área efectiva del detector fue de ~ 26 cm 2. Los detectores escanearon un gran círculo cada 60 segundos y cubrieron todo el cielo cada 56 horas.[12] La sensibilidad a las fuentes celestes estaba severamente limitada por el alto fondo intrínseco del detector, equivalente a aproximadamente el 80% de la señal de la Nebulosa del Cangrejo, una de las fuentes más brillantes del cielo en estas longitudes de onda.[12]

El detector de rayos X satelital Vela 5B siguió funcionando durante más de diez años.

Vela 6A y 6B

Al igual que los satélites Vela 5 anteriores, los satélites de detección de pruebas nucleares Vela 6 formaban parte de un programa dirigido conjuntamente por los Proyectos de Investigación Avanzada del Departamento de Defensa de EE. UU. Y la Comisión de Energía Atómica de EE. UU., Administrado por la Fuerza Aérea de EE. UU. Las naves espaciales gemelas, Vela 6A y 6B, se lanzaron el 8 de abril de 1970. Se utilizaron datos de los satélites Vela 6 para buscar correlaciones entre estallidos de rayos gamma y eventos de rayos X. Se encontraron al menos dos buenos candidatos, GB720514 y GB740723. Los detectores de rayos X fallaron en Vela 6B el 27 de enero de 1972 y en Vela 6A el 12 de marzo de 1972.

Papel de Vela en el descubrimiento de estallidos de rayos gamma

El 2 de julio de 1967, a las 14:19 UTC, los satélites Vela 4 y Vela 3 detectaron un destello de radiación gamma diferente a cualquier firma de armas nucleares conocida.[13] Sin saber qué había sucedido pero sin considerar el asunto particularmente urgente, el equipo del Laboratorio Científico de Los Alamos, dirigido por Ray Klebesadel, archivó los datos para su investigación. A medida que se lanzaron satélites Vela adicionales con mejores instrumentos, el equipo de Los Alamos continuó encontrando explosiones inexplicables de rayos gamma en sus datos. Al analizar los diferentes tiempos de llegada de las ráfagas detectadas por diferentes satélites, el equipo pudo determinar estimaciones aproximadas para las posiciones del cielo de dieciséis ráfagas[14] y descartar definitivamente un origen terrestre o solar. Contrariamente a la creencia popular, los datos nunca se clasificaron.[15] Después de un análisis exhaustivo, los hallazgos se publicaron en 1973 como un artículo de Astrophysical Journal titulado “Observaciones de estallidos de rayos gamma de origen cósmico”.[14] Esto alertó a la comunidad astronómica sobre la existencia de explosiones de rayos gamma (GRB), ahora reconocidos como los eventos más violentos del universo.

Lanzamientos

Historial de lanzamiento
N º de pedido. Satélite Fecha de lanzamiento Lanzacohetes Masa Instrumentos ID de Cospar Comentario
1 Vela 1A 17 de octubre de 1963 Atlas Agena -D 150  kilogramos 3 instrumentos 1963-039A  
2 Vela 1B 1963-039C  
3 Vela 2A 17 de julio de 1964 Atlas Agena -D 150  kilogramos 8 instrumentos 1964-040A  
4 Vela 2B 1964-040B  
5 Vela 3A 20 de julio de 1965 Atlas Agena -D 150  kilogramos 8 instrumentos 1965-058A  
6 Vela 3B 1965-058B  
7 Vela 4A 28 de abril de 1967 Titán -3C 231  kilogramos 9 instrumentos 1967-040A  
8 Vela 4B 1967-040B  
9 Vela 5A 23 de mayo de 1969 Titán -3C 259  kilogramos 8 instrumentos 1969-046D  
10 Vela 5B 1969-046E  
11 Vela 6A 8 de abril de 1970 Titán -3C 261  kilogramos 8 instrumentos 1970-027A  
12 Vela 6B 1970-027B  

Avance del proyecto

El proyecto Vela, luego el programa del Sistema Integrado de Detección Nuclear Operativa (IONDS) lanzado por los Estados Unidos para monitorear la aplicación del Tratado de Prohibición Parcial de Ensayos Nucleares firmado en 1963, tiene tres componentes: Vela Uniform debe monitorear las señales sísmicas emitidas por un prueba nuclear subterránea, Vela Sierra detecta pruebas atmosféricas desde el suelo, mientras que Vela Hotel debe detectar las mismas pruebas desde el espacio. El Proyecto Vela es desarrollado por DARPA y supervisado por la Fuerza Aérea de los Estados Unidos . El nombre Vela se elige en referencia a la constelación de las Velas. Doce satélites, en dos subseries, son construidos por la empresa TRW. Los instrumentos están siendo desarrollados por el Laboratorio Nacional de Los Alamos, que ha adquirido experiencia en el desarrollo de detectores de rayos cósmicos y rayos gamma mediante el desarrollo de cargas útiles para cohetes de sondeo.

Despliegue

Los satélites son lanzados por parejas por lanzadores Atlas / Agena en 1963 (Vela 1), 1964 (Vela 2) y 1967 (Vela 3). Versiones posteriores más pesadas por cohetes Titan IIIC en 1967 (Vela 4), 1969 (Vela 5) y 1970 (Vela 6). Se colocan en una órbita circular alta (altitud 137.000  km) con una inclinación orbital de 36 °. Cada par circula en la misma órbita pero ocupa una posición opuesta (a 180 °) para garantizar en conjunto una vigilancia completa de la superficie del globo.

Los satélites Vela han cumplido por completo sus objetivos y también han aportado información científica que ha tenido un impacto significativo en el campo de la astronomía (viento solar, estallido de rayos gamma). Todos los satélites funcionaron al menos 10 veces más que la duración para la que fueron diseñados (6 meses). Los satélites de la versión mejorada (Vela 5 y 6) funcionaron hasta que fueron puestos voluntariamente fuera de servicio el 27 de septiembre de 1984 casi 15 años después de su lanzamiento.

Características técnicas

El satélite Vela tiene la forma de un poliedro regular de 26 lados cuyo cuerpo está cubierto de células solares que generan 120 vatios. Se estabiliza por rotación a razón de 2 revoluciones por segundo (primeras versiones) y luego 1 revolución por segundo para las versiones Vela 5 y 6. Su masa está entre 150  kg (Vela 1) y 261  kg (Vela 6). El par de satélites incluye un motor de apogeo responsable de colocar el satélite en su órbita final.

Instrumentos

Estructura interna de un satélite Vela.

Primer plano de 2 satélites Vela poco antes de su lanzamiento.

Satélites 1A a 4B

Detector de rayos x

Instrumento presente en satélites de Vela 1A

Detector de rayos gamma

Instrumento presente en satélites de Vela 1A

Detector de neutrones

Instrumento presente en satélites de Vela 1A

El detector de neutrones identifica tanto los neutrones generados por una explosión nuclear como los de origen espacial (subproductos de los rayos cósmicos, otros). Con este instrumento se midieron electrones con una energía entre 1 y 100  MeV.

Experimento de viento solar

Instrumento presente en satélites de Vela 4A

El instrumento está compuesto por 4 contadores Geiger y un analizador electrostático que permite el estudio del viento solar y los electrones de baja energía del espacio interplanetario y la cola de la magnetosfera. Se utilizaron contadores Geiger para medir el flujo y la distribución angular de electrones con energía superior a 45  keV.

Espectrómetro de electrones de protones ⇒ Analizador electrostático y tubos Geiger

Instrumento presente en los satélites Vela 2A a 3B

Medida de la distribución angular y del espectro energético de partículas en la magnetosfera y el viento solar. Un contador Geiger cuenta electrones con energía superior a 45  keV. Un analizador electrostático mide la energía de iones y electrones según una cuadrícula de 16 valores entre 0,3 y 20  keV y evalúa aproximadamente su distribución angular con respecto al Sol.

Detector de radiación de fondo

Instrumento presente en los satélites Vela 2A y 2B

Contador de rayos X de centelleador

Instrumento presente en satélites de Vela 3A

Este instrumento se utiliza para medir el flujo de rayos X emitidos por el sol. También se utiliza para medir el flujo integrado de protones entre 3 y 100  MeV.

Detector de circuito estático

Instrumento presente en satélites de Vela 2A

Este instrumento mide la intensidad, distribución, variaciones de tiempo y espectro de energía de los electrones presentes en la región de transición y en la cola de la magnetosfera. Las partículas medidas son electrones cuya energía está entre 45 y 430  keV y protones entre 180 y 570  keV. En la versión a bordo del Vela 3A, la medición toma electrones cuya energía está entre 30 y 475  keV y protones entre 180 y 570  keV. En la versión a bordo del Vela 4A, la medida transporta los electrones cuya energía está entre 30 y 700  keV.

Tubos Geiger

Instrumento presente en los satélites Vela 2A a 3B

Este detector se utiliza para analizar casos en los que el detector de circuito estático identifica electrones y protones de la misma energía.

Magnetómetro

Instrumento presente en los satélites Vela 2A a 3B

El magnetómetro mide el campo magnético en un solo eje perpendicular al eje de rotación del satélite. La sensibilidad del detector cubre el rango 0-63 gamma.

Detector de rayos X y gamma con centelleadores

Instrumento presente en satélites de Vela 4A

Detector ultravioleta extremo

Instrumento presente en satélites Vela de 3A

Telescopio de partículas energéticas de circuito sólido

Instrumento presente en satélites de Vela 4A

El instrumento incluye 4 detectores de partículas tipo semiconductor, un tubo fotomultiplicador y un centelleador anti-coincidencia con un campo óptico de 30 °. Se utiliza para medir la intensidad y dirección de protones con energía entre 0,5 y 100  MeV y núcleos alfa con energía entre 12 y 400  MeV.

Satélites 5A a 6B

Uno de los instrumentos del satélite Vela 5B.

Detector ultravioleta extremo

Dos detectores miden la radiación ultravioleta extrema emitida por el Sol respectivamente en las longitudes de onda de 30 a 150 A y 120 a 900 A. El instrumento reproduce el espectro aproximado del flujo.

Detector de rayos X solar

Telescopio de partículas solares

El instrumento se utiliza para medir la intensidad y dirección de los protones solares con energía entre 0,3 y 50  MeV y núcleos alfa solares con energía entre 2 y 100  MeV . Permite identificar y medir los flujos de núcleos de deuterio, tritiul y helio-3. El instrumento incluye 3 telescopios orientados a 45 °, 90 ° y 135 ° con respecto al eje de rotación del satélite. Cada telescopio incluye un tubo colimador con un campo óptico de 30 ° y un detector de partículas de tipo circuito sólido.

Detector de electrones

Viento solar

Rayos cósmicos

Detector de neutrones

Astronomía de rayos gamma

Historial de lanzamiento

Lanzamiento de Vela 3A y 3B por un cohete Atlas Agena -D el 20 de julio de 1965.

Resultados científicos

La primera señal de una explosión de rayos gamma registrada el 2 de julio de 1967 por un instrumento a bordo de un satélite Vela 4.

El descubrimiento de estallidos de rayos gamma

Las explosiones de rayos gamma son los fenómenos astronómicos más violentos de nuestro Universo. Se caracterizan por una emisión de rayos gamma que suele durar desde unos pocos milisegundos hasta unos minutos. La radiación gamma solo es observable directamente desde el espacio, por lo que la observación de estallidos de rayos gamma está condicionada por el desarrollo de detectores gamma a bordo de satélites artificiales. Los satélites Vela equipados con ellos para detectar pruebas nucleares son los primeros en descubrir estallidos de rayos gamma accidentalmente enjulio 1967. La primera versión de los satélites, Vela 1, tiene instrumentación de baja sensibilidad. Además, los detectores de cada satélite pueden reaccionar ante partículas cargadas de fuentes ya conocidas (rayos cósmicos emitidos por el Sol, radiación emitida por una supernova, etc.). Pero enjulio 1967, una señal que dura unos segundos con un pico doble atípico es percibida simultáneamente por los detectores de dos satélites Vela 4. Los ingenieros del Laboratorio Nacional de Los Alamos liderados por Ray Klebesadel, quienes analizan los datos proporcionados por los satélites Vela, están buscando una explicación, pero no hay ninguna tormenta solar o supernova en esta fecha. El equipo del laboratorio es consciente de que se trata de un fenómeno asombroso, pero en la medida en que los detectores no proporcionan la ubicación de la fuente o la distancia a la misma, posponen un análisis más profundo para la provisión de detectores más sensibles a bordo de las generaciones posteriores de satélites Vela. Estos fueron lanzados entre 1969 (Vela 5) y 1970 (Vela 6). Al analizar el momento preciso de detección de los estallidos de rayos gamma por los distintos satélites, los ingenieros logran por triangulación localizar el origen de dieciséis de estos fenómenos en el cielo, lo que les permite eliminar las fuentes de radiación conocidas en ese momento. (Supernova, Tierra, Luna, Sol). Los datos, que estaban cubiertos por el secreto militar debido a la naturaleza del programa Vela, fueron desclasificados en 1973 y el descubrimiento de las misteriosas señales se hizo público en un artículo escrito por el equipo de Los Alamos y publicado en el Astrophysical Journal. El nuevo fenómeno se llama “explosión de rayos gamma” o GRB (“Gamma Ray Burst”).

Los datos recogidos por los satélites Vela 5A, B, 6A y 6B permitieron identificar 73 estallidos de rayos gamma entre Julio de 1969 y Abril de 1979. Los satélites Vela 6A y B también se utilizaron para buscar correlaciones entre las explosiones de rayos gamma y las emisiones de rayos X. En dos casos (GB720514 y GB740723), se detectaron datos que parecían indicar un vínculo.

Detección de prueba nuclear

El incidente de Vela

La 22 de septiembre de 1979, un instrumento (el bhangmeter) de uno de los satélites Vela detecta un doble destello de luz (un destello corto seguido de un destello largo) considerado característico de una explosión nuclear. En el pasado, esta firma de luz detectada por un satélite Vela podría haberse asociado cada vez (en 41 casos) con una explosión nuclear real. La señal luminosa del 22 de septiembre ocurre en un área de 5.000  km de diámetro que incluye el extremo sur de África, el Océano Índico y el Atlántico Sur, así como una pequeña parte de la Antártida.

Varios hechos recientes sugieren que Sudáfrica, Israel o los dos países juntos, pueden haber querido realizar una prueba nuclear a pesar de la presión ejercida por las dos superpotencias de la época. Sin embargo, existen algunas inconsistencias entre los datos proporcionados por los dos bhangmetros redundantes instalados a bordo del satélite Vela. Dados los riesgos políticos, el gobierno de los Estados Unidos está lanzando una investigación exhaustiva para determinar si realmente se realizó una prueba y quién la realizó. Participaron numerosos organismos públicos, laboratorios y empresas externas. Se analizan los datos proporcionados por los satélites Defense Support Program (DSP), Satellite Data System (SDS) y Defense Meteorological Satellite Program (DMSP), todos los portadores de detectores capaces de identificar una explosión nuclear, así como las señales de las cadenas de boyas Sistema de vigilancia acústica de sonido (SOSUS) y Sistema de localización de impacto de misiles (MILS) responsables de monitorear los submarinos de misiles soviéticos y localizar el área de precipitación de ojivas nucleares. Las muestras de la atmósfera y la vegetación en varios países de la región son realizadas por agentes estadounidenses para buscar rastros de lluvia radiactiva. Aunque algunos laboratorios concluyen que efectivamente hubo una explosión nuclear (por ejemplo, el Laboratorio de Investigaciones Navales de la Armada de los Estados Unidos), la conclusión es que las señales detectadas probablemente fueron producto de la colisión de un micrometeorito con un satélite.

OSO

OSO

Observatorio Solar en Órbita

El Programa del Observatorio Solar en Órbita (abreviado OSO) era el nombre de una serie de telescopios espaciales estadounidenses destinados principalmente a estudiar el Sol, aunque también incluían importantes experimentos no solares. Ocho fueron lanzados con éxito a la órbita terrestre baja por la NASA entre 1962 y 1975 utilizando cohetes Delta . Su misión principal era observar un ciclo de manchas solares de 11 años en espectros de rayos X y UV. Los siete iniciales (OSO 1–7) fueron construidos por Ball Aerospace, entonces conocida como Ball Brothers Research Corporation (BBRC), en Boulder, Colorado.[1] OSO 8 fue construido por Hughes Space and Communications Company, en Culver City, California.

 

OSO 4

 

Diagrama del observatorio solar en órbita

 

 

 

 

 

 

 

 

Un cohete Delta lanzando OSO 8 el 21 de junio de 1975, en Cabo Cañaveral, Florida

Historia

El diseño básico de toda la serie presentaba una sección giratoria, la “Rueda”, para proporcionar estabilidad giroscópica. Una segunda sección, la “Vela”, fue impulsada eléctricamente contra la rotación de la Rueda y estabilizada para apuntar al Sol. El Sail llevaba instrumentos solares puntiagudos y también el conjunto de células solares fotovoltaicas que alimentaban la nave espacial. El cojinete crítico entre la rueda y la vela fue una característica importante del diseño, ya que tenía que funcionar sin problemas durante meses en el duro vacío del espacio sin la lubricación normal. También transportaba la energía de la Vela y los datos de los instrumentos solares puntiagudos a la Rueda, donde se ubicaban la mayoría de las funciones de la nave espacial. Los instrumentos científicos adicionales también podrían ubicarse en la Rueda,

OSO B sufrió un incidente durante las actividades de integración y verificación el 14 de abril de 1964. El satélite estaba dentro de la instalación de prueba de giro en Cabo Cañaveral conectado a la tercera etapa de su impulsor Delta C cuando un técnico encendió accidentalmente el impulsor a través de electricidad estática. El motor de la tercera etapa se activó, se lanzó a sí mismo y al satélite hacia el techo y rebotó en un rincón de la instalación hasta que se quemó. Tres técnicos murieron calcinados. El satélite, aunque dañado, pudo repararse utilizando una combinación de piezas prototipo, repuestos de vuelo y componentes nuevos. Fue lanzado diez meses después, el 3 de febrero de 1965, y fue designado OSO 2 en órbita.[2]

OSO C nunca llegó a la órbita. El despegue tuvo lugar el 25 de agosto de 1965 y todo salió bien durante la quema de la segunda etapa. Durante la fase de inercia previa a la separación de la tercera etapa, su motor cohete se encendió prematuramente. Esto se registró en las lecturas en tierra como una perturbación de actitud seguida de la pérdida de la telemetría de la segunda etapa, y aunque la tercera etapa logró separarse, sufrió una caída del 18% en el empuje. La nave espacial OSO no pudo alcanzar la velocidad orbital y, en cambio, volvió a caer a la atmósfera y se quemó. Se sospechó que la falla fue causada por una modificación en el mecanismo de encendido en la tercera etapa después de algunas dificultades técnicas menores experimentadas en el lanzamiento anterior de Delta C (TIROS 10 el 2 de julio).[3]

Designacion Fecha de lanzamiento fecha de reingreso Resultados notables
OSO 1 (OSO A) 7 de marzo de 1962 7 de octubre de 1981 [4]  
OSO 2 (OSO B2) 3 de febrero de 1965 8 de agosto de 1989 [5]  
OSO 3 (OSO E1) 8 de marzo de 1967 4 de abril de 1982 [6] Se observaron llamaradas solares del Sol, así como una llamarada de Scorpius X-1 [7] [8]
OSO 4 (OSO D) 18 de octubre de 1967 14 de junio de 1982 [9]  
OSO 5 (OSO F) 22 de enero de 1969 2 de abril de 1984 [10] Radiación difusa de rayos X de fondo medida de 14 a 200  keV [11] [12]
OSO 6 (OSO G) 9 de agosto de 1969 7 de marzo de 1981 [13] Observó tres instancias de coincidencias de rayos X duros con estallidos de rayos gamma. [14]
OSO 7 (OSO H) 29 de septiembre de 1971 8 de julio de 1974 [15] Erupciones solares observadas en el espectro de rayos gamma. Los datos recopilados permitieron la identificación de Vela X-1 como un binario de rayos X de alta masa. [16] [17]
OSO 8 (OSO I) 21 de junio de 1975 8 de julio de 1986 [18] Encontró una línea de emisión de hierro en el espectro de rayos X de un cúmulo de galaxias. [19]

El programa del Observatorio Solar en Órbita Avanzada (AOSO) se desarrolló a mediados de la década de 1960 como una versión más avanzada de la serie OSO. Concebida como un sistema de satélites en órbita polar, esta nave espacial monitorearía continuamente el Sol y el entorno circundante con detectores e imágenes electrónicas que van desde rayos X hasta luz visual. Debido a restricciones presupuestarias, el programa AOSO se canceló en 1965. En cambio, fue reemplazado por los satélites OSO-I, OSO-J y OSO-K. Solo se lanzó OSO-I, que se convirtió en OSO 8.[20]

Se desarrolló y lanzó otro satélite que utiliza la plataforma Orbiting Solar Observatory: el satélite Solwind. Fue lanzado el 24 de febrero de 1979. Fue operado por el Programa de prueba espacial del Departamento de Defensa. Fue destruido el 13 de septiembre de 1985 en una prueba de misiles ASAT.

OSO 1

Descripción general de la misión

El primero de una serie de 8 observatorios solares en órbita lanzados con éxito (OSO 1) se lanzó el 7 de marzo de 1962. La nave espacial de 200 kg tenía una sección de rueda giratoria de 9 lados de 1,2 m de diámetro unida a una sección de vela en forma de abanico. Se puso en una órbita aproximadamente circular a ~ 575 km de altitud, 32,8 grados de inclinación. Los principales objetivos de su misión eran medir la radiación electromagnética solar en las regiones de rayos ultravioleta, rayos X y rayos gamma. En segundo lugar, fue para investigar las partículas de polvo en el espacio. La transmisión de datos finalizó el 6 de agosto de 1963. El satélite volvió a entrar en la atmósfera terrestre el 8 de octubre de 1981.

Instrumentación

Hubo una serie de experimentos de rayos X y rayos gamma a bordo de OSO 1 para realizar observaciones solares. Sin embargo, un instrumento, el Experimento de rayos gamma de la Universidad de Minnesota, fue diseñado para proporcionar mediciones preliminares de la intensidad y las propiedades direccionales de los rayos gamma de baja energía en el espacio. El detector operó en el rango de 50 keV – 3 MeV. Para el rango de 50-150 keV, un cristal de centelleo de NaI(Tl) monitoreaba la radiación a través de un escudo de plomo. El detector que opera en las regiones de energía de 0,3-1,0 MeV y 1,0-3,0 MeV utilizó dos centelleadores conectados como un telescopio de coincidencia Compton.

Ciencias

El experimento de rayos gamma de la Universidad de Minnesota en OSO 1 produjo una medida del flujo de rayos gamma extraterrestres entre 0,5 y 3,0 MeV y una indicación de su origen en la esfera celeste. Igualmente importante, este experimento comenzó a definir los problemas de fondo encontrados en la astronomía de rayos gamma.

Saber más:

 https://web-archive-org.translate.goog/web/20010421004237/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/missions/images/oso_images.html?_x_tr_sl=en&_x_tr_tl=es&_x_tr_hl=es&_x_tr_pto=sc

CHEOPS

CHEOPS (satélite)

Satélite de Caracterización de Exoplanetas (CHEOPS)

Estado: En curso

Tipo de misión: Exoplanetología, astrofísica

Operador: Oficina Espacial Suiza ESA

ID COSPAR: 2019-092B

Nº. SATCAT: 44874

ID NSSDCA: 2019-092B

 Página web [cheops.unibe.ch: sci.esa.int/cheops]

Proyecto: https://cheops.unibe.ch/

Descripción: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020arXiv200911633B/abstract

Duración planificada: 3,5 años

Duración de la misión: 3 años, 1 mes y 21 días

Propiedades de la nave

Modelo: Plataforma SEOSAT1

Fabricante: Airbus Defence and Space (España)

Masa de lanzamiento: 273 kg 7​; Carga útil: 58 kg 8

Dimensiones: 1,5 x 1,5 x 1,5 m

Potencia eléctrica: 64 vatios 9

Comienzo de la misión

Lanzamiento: 18 de diciembre de 2019 08:54:20 UTC 2

Vehículo: Soyuz VS23 34​. Arianespace56

Lugar: Guiana Space Centre; (Ensemble de Lancement Soyouz)

Contratista: Arianespace

 Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Órbita geocéntrica

Régimen: Heliosíncrona 06:00 / 18:00

Altitud del periastro: 712 km 10

Altitud del apastro: 715 km

Inclinación: 92,8°

RAAN: 06:00

Tipo: Ritchey-Chrétien; CCD con iluminación posterior frame-transfer

Diámetro: 32 cm 6

Longitud focal: F/8

Longitudes de onda: 330-1100 nm

Transpondedores

Capacidad: downlink 1,2 Gbit/día 12; Cosmic Vision

El observatorio espacial CHaracterising ExOPlanets Satellite (CHEOPS, por sus siglas en inglés/Satélite para la Caracterización de Exoplanetas en español) de la Agencia Espacial Europea (ESA), es la primera misión exoplanetaria europea.

Su objetivo es determinar el tamaño de los exoplanetas conocidos, lo que permitiría estimar su masa, densidad, composición y formación.

Este es el primer observatorio centrado en el análisis de tránsitos exoplanetarios utilizando fotometría de alta precisión, aplicadas a las estrellas más brillantes del cielo nocturno con planetas confirmados orbitando en torno a ellas, además, de la medición con un nivel de detalle sin precedentes de la densidad media de supertierras y minineptunos.

Sus observaciones permitirán establecer una relación entre la masa y radio de un planeta, y conocer cuál es el límite que separa a los cuerpos telúricos de los gigantes gaseosos.

El telescopio forma parte con la primera misión de clase pequeña del programa científico Cosmic Vision de la ESA.13

El proyecto fue seleccionado entre veintiséis candidatos el viernes 19 de octubre de 2012 y contará con un presupuesto de 50 millones de euros.14​ Su lanzamiento estaba previsto para finales de 2017, pero por diversas circunstancias fue aplazado para ser enviado al espacio a finales de 2019 a bordo de un cohete Soyuz. Después de varios retrasos anunciados por Arianespace (comercializadora del lanzamiento), el lanzamiento fue previsto para el 17 de diciembre15516​ a las 9:54 horas (CET) desde el Puerto espacial europeo de Kourou, Guayana Francesa.

Tras ser pospuesto una vez más por problemas detectados en el cohete Soyuz durante una de las comprobaciones del software, a una hora y veinticinco minutos de su lanzamiento, y estando previsto su lanzamiento para veinticuatro horas después,171819​ el satélite despegó con éxito a las 08:54 horas (UTC) del día 18 de diciembre de 2019.202122

Descripción

Como el Telescopio Espacial Kepler, CHEOPS observará tránsitos exoplanetarios, recopilando información cuando un cuerpo planetario pase frente a su estrella desde su perspectiva. Sin embargo, mientras que el Kepler contempla 150 000 estrellas en busca de nuevos planetas, el CHEOPS se centrará en cada una de forma individual y en exoplanetas ya conocidos.14​ Podrá apuntar a prácticamente cualquier parte del cielo y utilizará fotometría de muy alta precisión para determinar el radio exacto de cuerpos planetarios de masa conocida, de entre 1 y 20 M.23​ De este modo, podrá identificar su estructura interna, aportar información relevante sobre su formación y perfilar los objetivos principales de la próxima generación de telescopios terrestres y orbitales.24

CHEOPS será la primera de una serie de pequeñas misiones del Programa de Ciencia de la Agencia Espacial Europea, compuesta por satélites muy especializados y de rápido desarrollo que completarán las labores realizadas por proyectos de mayor tamaño.16​ El 19 de octubre de 2012 fue seleccionada entre un total de veintiséis propuestas y fue incorporada al Programa de Ciencia dieciocho meses después, en febrero de 2014. La misión está siendo desarrollada en colaboración con la Universidad de Berna, la Oficina Espacial Suiza (SSO) y una división de la Secretaría de Estado Suiza de Educación, Investigación e Innovación (SERI). En total, once estados miembros de la ESA participan en el proyecto y cuentan con representación en el Programa de Ciencia de CHEOPS. El satélite será construido en España por Airbus Defence & Space.16

Características

Diagrama de un telescopio Ritchey-Chrétien.

El satélite tiene una estructura de base hexagonal y unas dimensiones aproximadas de 1,5 metros de largo, ancho y alto, basándose en la plataforma SeoSat.12​ Cuenta con un telescopio Ritchey-Chrétien de tamaño medio,23​ de 30 cm de apertura y 1,2 m de longitud, desarrollado por la Universidad de Berna.2526​ montado en un banco óptico rígido.27​ El sensor CCD del CHEOPS operará en una longitud de onda visible, entre 400 y 1100 nm,28​ con una sensibilidad capaz de detectar un exoplaneta de un tamaño similar a la Tierra alrededor de una estrella de 0,9 M en una órbita de sesenta días.23

Los paneles solares, ubicados sobre un escudo solar que protegerá la carcasa del radiador y el detector contra los rayos del Sol, proporcionarán un suministro continuo de 64 W con el que mantener sus operaciones y permitir la descarga de 1,2 Gb de datos diarios.23​ Además, dispondrá de una batería para almacenar el excedente de energía y mantener el telescopio en funcionamiento incluso durante las fases de eclipse.29

CHEOPS efectuará sus observaciones a poca distancia de la superficie, entre 650 y 800 km de altitud, y permanecerá en una órbita heliosincrónica de 98º de inclinación.2325​ La vida útil del proyecto es de tres años y medio,25​ y contará con un presupuesto de 50 millones de euros.16

Sistema de control de actitud y órbita (AOCS)

El sistema de control está estabilizado en 3 ejes, pero bloqueado en el nadir, asegurando que uno de los ejes de la nave espacial siempre apunte hacia la Tierra. Durante cada órbita, la nave girará lentamente alrededor de la línea de visión del telescopio para mantener el radiador del plano focal orientado hacia el espacio frío, permitiendo el enfriamiento pasivo del detector. La duración típica de observación será de 48 horas. Durante una observación típica de 48 horas, CHEOPS tendrá una estabilidad de puntería mejor que ocho segundos de arco con una confianza del 95%.1230

Sistema de instrumentos CHEOPS (CIS)

El detector, la electrónica de soporte, el telescopio, la óptica de fondo, la computadora del instrumento y el hardware de regulación térmica se conocen agrupadamente como el Sistema de Instrumento CHEOPS (CHEOPS Instrument System (CIS)). La precisión fotométrica requerida se logrará utilizando un detector CCD retroiluminado de transferencia de fotogramas simple de Teledyne e2v con 1024 × 1024 píxeles y un paso de píxeles de 13 µm. El CCD está montado en el plano focal del telescopio y se enfría pasivamente a 233 K (−40 °C; −40 °F), con una estabilidad térmica de 10 mK.

Placas

Se han fijado dos placas de titanio con miles de dibujos miniaturizados de niños en CHEOPS. Cada placa mide casi 18cm × 24cm (7,1 pulgadas × 9,4 pulgadas). Las placas, preparadas por un equipo de la Universidad de Ciencias Aplicadas de Berna, fueron presentadas en una ceremonia dedicada en RUAG el 27 de agosto de 2018.31

Objetivos

El principal objetivo de la misión CHEOPS es estudiar la estructura de exoplanetas menores que Saturno, con entre 1 y 20 M, pertenecientes a las estrellas más brillantes del cielo nocturno que cuentan con planetas confirmados a su alrededor. Una vez identificadas con exactitud la masa y el radio de una muestra significativa, será posible establecer restricciones estructurales para los exoplanetas, así como nuevas teorías sobre la formación y evolución de los cuerpos planetarios en ese rango de masas.32​ El satélite centrará sus observaciones en exoplanetas confirmados por el método de velocidad radial, que los detecta por las oscilaciones que causan en sus estrellas como consecuencia de sus órbitas. Por tanto, el método infiere la masa de un planeta pero no sus dimensiones, que es el objetivo de la misión CHEOPS. Determinando su radio con precisión, se podrá estimar su composición y conocer si es terrestre o gaseoso mediante el cálculo de su densidad.32​ Así, se establecerá con exactitud la relación entre masa y radio de los cuerpos planetarios con masas entre 1 y 20 M.33

En el disco de acrecimiento de un planeta en fase de formación, el núcleo de este último debe alcanzar una masa crítica antes de disponer de una gravedad suficiente como para alcanzar una acreción descontrolada de gas que lo convierta en un gigante gaseoso. El potencial de un planeta para retener una gruesa atmósfera de hidrógeno u otros compuestos volátiles varía en función de numerosos factores, como su composición, la metalicidad de su estrella, la distancia respecto a esta o semieje mayor y, por supuesto, la propia masa del planeta.33

Las investigaciones del equipo de Courtney Dressing —Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (CfA)— partiendo de los datos del HARPS-N, indican que existe un límite natural de unos 1,6 R, por debajo del cual la mayoría de los planetas son cuerpos telúricos.3435​ Además, sugieren que los planetas con masas inferiores a 6 M tienen altas probabilidades de presentar una composición similar a la de la Tierra.36​ Las observaciones del CHEOPS, mucho más precisas, permitirán identificar con más detalle la relación masa-radio de los cuerpos planetarios y el grado en que otros factores, como la distancia entre el planeta y su estrella, pueden afectar a la densidad del objeto.33

Sus observaciones serán de gran utilidad para futuros telescopios como el JWST y el ATLAST, que podrán efectuar análisis espectroscópicos de las atmósferas de los planetas en busca de indicios de vida extraterrestre.3738

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Figura 1: Izq: Modelo informático de CHEOPS totalmente integrado (©ESA/ATF medialab). Derecha: CHEOPS en la sala limpia de Airbus Defence and Space en Madrid, en febrero de 2019 (© ESA – S. Corvaja).

Figura 2: Diagrama masa-radio de los planetas conocidos de menos de 10 masas terrestres y con una masa y un radio determinados con una precisión mejor que el 20%. Las barras de error indican la incertidumbre en las medidas. Las líneas de colores señalan las relaciones entre la masa y el radio para distintas composiciones posibles, desde una bola de hierro puro a un planeta totalmente compuesto por agua.

El satélite Cheops observa sus primeros exoplanetas

Avion Revue | 16 abril 2020

Cheops, la nueva misión exoplanetaria de la ESA, ha completado con éxito los casi tres meses de puesta en servicio en órbita, superando las expectativas en cuanto a rendimiento. El satélite, que comenzará las operaciones científicas rutinarias a finales de abril, ya ha efectuado observaciones prometedoras de estrellas que albergan exoplanetas, lo que augura un sinfín de apasionantes descubrimientos en el futuro.

Lanzado en diciembre de 2019, el Satélite para la Caracterización de Exoplanetas (Cheops) abrió su ojo al universo a finales de enero y poco después tomó las primeras imágenes, deliberadamente borrosas, de las estrellas. Este desenfoque intencionado es fundamental para la estrategia de observación de la misión, que mejora la precisión de las mediciones al dispersar la luz procedente de estrellas distantes a través de los numerosos píxeles de su detector.

La precisión es clave para la actual investigación exoplanetaria. Se sabe que hay más de cuatro mil planetas orbitando estrellas distintas del Sol. Un siguiente paso importantísimo es empezar a caracterizarlos para conocer su estructura, formación y evolución.

Caracterizar estos planetas midiendo de forma precisa sus tamaños (especialmente en el caso de los planetas más pequeños) es justamente el objetivo de Cheops. No obstante, antes de que se considerase listo para llevar a cabo esta tarea, el satélite, de 1,5 m de longitud, tenía que superar un gran número de pruebas.

Rendimiento excepcional

Con las primeras series de pruebas de vuelo, efectuadas entre enero y febrero, los expertos de la misión comenzaron a analizar la respuesta del satélite y, más concretamente, de su telescopio y su detector en el entorno espacial. Durante marzo, Cheops se centró en estrellas bien estudiadas.

Este acercamiento ha permitido a los equipos de la ESA, el consorcio de la misión y Airbus España, que es el contratista principal, verificar que el satélite es lo bastante preciso y estable como para cumplir sus ambiciosos objetivos.

El periodo de puesta en servicio ha demostrado que Cheops alcanza la precisión fotométrica necesaria y, aún más importante, que según las necesidades el satélite se puede gobernar desde el segmento de tierra para llevar a cabo las observaciones científicas.

La hora de los exoplanetas

Durante las últimas dos semanas de la fase de puesta en servicio en órbita, Cheops observó dos estrellas anfitrionas de exoplanetas mientras estos transitaban por delante de ellas y tapaban una fracción de su luz. La observación de tránsitos de exoplanetas conocidos es precisamente para lo que se diseñó la misión: para medir con una precisión y una exactitud sin precedentes el tamaño de los planetas y para determinar sus densidades combinando estos datos con la medida independiente de sus masas.

Uno de los objetivos fue HD 93396, una estrella subgigante amarilla situada a 320 años luz, algo más fría y tres veces mayor que nuestro Sol. Las observaciones se centraron en KELT-11b, un planeta gaseoso alrededor de un 30 % mayor que Júpiter, en una órbita mucho más cercana a la estrella de lo que Mercurio se halla del Sol.

La curva de luz de esta estrella muestra una fuerte caída causada por el tránsito de ocho horas de KELT-11b. A partir de esos datos, los científicos han determinado con gran precisión el diámetro del planeta: 181.600 km, con una incertidumbre de menos de 4.300 km.

El 25 de marzo tuvo lugar una revisión formal del rendimiento del satélite y las operaciones del segmento de tierra, que Cheops superó con nota. A continuación, la ESA cedió la responsabilidad de operar la misión al consorcio liderado por Willy Benz.

Por suerte, las actividades de puesta en servicio no se han visto afectadas demasiado por la emergencia causada por la pandemia de coronavirus, que ha hecho que se apliquen medidas de distanciamiento social y restricciones a los desplazamientos en toda Europa para evitar la propagación de la enfermedad.

En estos momentos, Cheops está pasando a la fase de operaciones científicas rutinarias, que se espera que comiencen a finales de abril. Los científicos han empezado a observar algunos de los “objetivos científicos tempranos”: una selección de estrellas y sistemas planetarios escogidos por constituir ejemplos paradigmáticos de lo que la misión puede lograr. Incluyen una “supertierra caliente” conocida como 55 Cancri e, cubierta de un océano de lava, y un “neptuno templado”, GJ 436b, que está perdiendo su atmósfera debido al resplandor de su estrella anfitriona. Otra estrella en la lista de próximas observaciones de Cheops es una enana blanca, primer objetivo del Programa de Observadores Invitados de la ESA, que ofrece a científicos más allá del consorcio de la misión la oportunidad de aprovechar la misión y capitalizar sus capacidades de observación.

Tipos de exoplanetas según su composición (ESA).

Al estar situado en el espacio, CHEOPS podrá realizar medidas fotométricas de alta precisión, lo que permitirá obtener curvas de luz de los tránsitos exoplanetarios con poco ruido. Esto servirá a su vez para determinar el tamaño del planeta con un error menor y, por ende, su densidad, un paso fundamental para caracterizar los distintos tipos de exoplanetas que existen. Dada su enorme sensibilidad, CHEOPS se centrará en los exoplanetas más pequeños, aquellos con tamaños comprendidos entre el de Neptuno y la Tierra, con especial énfasis en las supertierras. Estas medidas servirán para cribar los mejores candidatos que deben ser observados en el futuro con telescopios espaciales más complejos y caros, como por ejemplo el James Webb de la NASA o la nueva generación de supertelescopios terrestres.

Zona de observación de CHEOPS en la bóveda celeste (ESA).

Órbita de CHEOPS (ESA).

Detalles del telescopio (ESA).

Parte trasera de CHEOPS (ESA).

Países que participan en CHEOPS (ESA).

Fases del lanzamiento de CHEOPS (ESA).

Con CHEOPS comienza una nueva era en las misiones espaciales en la que, además de seguir descubriendo nuevos exoplanetas, comenzamos a caracterizarlos para comprender mejor sus características. Después de CHEOPS, la ESA está desarrollando la misión ARIEL con el fin de estudiar las atmósferas exoplanetarias en detalle durante la próxima década. Ahora solo queda esperar que durante los tres años y medio que durará su misión primaria —que se podrá prolongar si no hay problemas— CHEOPS recabe toda la información que pueda sobre los exoplanetas y nos ayude a clasificar mejor el fascinante zoológico exoplanetario y a resolver algunos misterios, como, por ejemplo, la línea divisoria entre minineptunos y supertierras.

Traslado a la rampa (Arianespace).

CHEOPS antes del lanzamiento (ESA).

Despegue (Arianespace).

Telescopio espacial James Webb

Telescopio espacial James Webb

Telescopio espacial James Webb

 

Estado: En órbita

Operador: CSA, NASA,1ESA

Coste: 10 000 000 000 dólares estadounidenses2

ID COSPAR: 2021-130A

  1. SATCAT: 50463

ID NSSDCA: 2021-130A

Página web:

[CSA/ASC Canadá

NASA Estados Unidos

ESA b Europa

CNES Francia enlace]

 

Duración planificada: 5-10 años

Duración de la misión: 168 días y 7 horas

Propiedades de la nave

Fabricante: Northrop Grumman Ball Aerospace

Masa de lanzamiento: 6200 kg

Comienzo de la misión

Lanzamiento: 25 de diciembre de 2021 (12:20 UTC)

Vehículo: Ariane 5

Lugar: Puerto espacial de Kourou, Guayana Francesa

Contratista: Arianespace

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: 1,5 millones de km de la Tierra (Tierra-Sol punto L2 órbita de halo)

Insignia de la misión Telescopio espacial James Webb

El telescopio espacial James Webb (en inglés, James Webb Space Telescope (JWST)) es un observatorio espacial desarrollado a través de la colaboración de veinte países,3​ construido y operado conjuntamente por la NASA, la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Canadiense, para sustituir los telescopios Hubble y Spitzer.45​ El JWST ofrecerá una resolución y sensibilidad sin precedentes, y permitirá una amplia gama de investigaciones en los campos de la astronomía y la cosmología.6​ Uno de sus principales objetivos es observar algunos de los eventos y objetos más distantes del universo, como la formación de las primeras galaxias. Este tipo de objetivos están fuera del alcance de los instrumentos terrestres y espaciales actuales. Entre sus objetivos están incluidos estudiar la formación de estrellas y planetas y obtener imágenes directas de exoplanetas y novas.

Entre sus principales características técnicas hay que destacar el espejo primario de JWST, compuesto por 18 segmentos hexagonales que, combinados, crean un espejo con un diámetro de 6,5 metros (21 pies 4 pulgadas), un gran aumento con diferencia sobre el espejo utilizado por el Hubble, de 2,4 metros (7,9 pies), el parasol y cuatro instrumentos científicos. El telescopio se sitúa en el espacio cerca del punto lagrangiano Tierra-Sol L2,7​ está protegido por un gran parasol, hecho de cinco hojas de Kapton revestido de aluminio y silicio, que mantendrá al espejo y sus cuatro instrumentos científicos principales a temperaturas cercanas al cero absoluto. A diferencia del Hubble, que observa en los espectros ultravioleta cercano, visible e infrarrojo cercano, el JWST observará en la luz visible de longitud de onda larga (naranja a rojo) a través del rango del infrarrojo medio (0,6 a 27 μm). Esto permitirá que el JWST realice una amplia gama de investigaciones a través de muchos subcampos de la astronomía,8​ que observe y estudie las primeras estrellas, de la época de reionización, formación de las primeras galaxias, tome fotografías de nubes moleculares, grupos de formación estelar, objetos con alto desplazamiento hacia el rojo demasiado viejos y demasiado distantes para que pudieran ser observados por el Hubble y otros telescopios anteriores.9

En desarrollo desde 1996,10​ lo denominaron inicialmente como Next Generation Space Telescope o NGST, en 2002 fue denominado James E. Webb, en honor al funcionario del gobierno estadounidense que fue administrador de la NASA entre 1961 y 1968 y jugó un papel integral en el programa Apolo.1112​ El proyecto ha tenido numerosas demoras y gastos excesivos, siendo sometido a importante rediseño durante 2005. En 2011, parte del Congreso de los Estados Unidos optó por su cancelación, después de haber empleado en su desarrollo aproximadamente 3000 millones de dólares13​ estando en producción o en fase de pruebas más del 75% de su hardware.14​ En noviembre de 2011, el Congreso revocó los planes para cancelar el proyecto y en su lugar puso un tope de financiación adicional para completar el proyecto en 8000 millones de dólares.15​ En diciembre de 2016, la NASA anunció que la construcción del JWST había finalizado y comenzaría su fase de pruebas.1617​ En marzo de 2018, la NASA retrasó el lanzamiento de JWST un año más porque el parasol del telescopio se rasgó durante un despliegue de práctica y los cables del parasol no se apretaron lo suficiente.18​ Estaba previsto que el JWST fuera a ser lanzado en mayo de 20201920212223​ desde la Guayana Francesa.24

El 27 de junio de 2018, tras detectarse varios problemas, tanto técnicos como humanos, durante las pruebas, la NASA decide posponer el lanzamiento del telescopio al 30 de marzo de 2021, después de que la junta de revisión que evalúa el proyecto emitiera un informe contrario a las expectativas respecto al cronograma previsto por el contratista y el proceso de la misión en general incluyendo los errores.2526272829303132

El 10 de junio de 2020, Thomas Zurbuchen, Administrador Asociado de la Dirección de Misiones Científicas de la NASA, anunció que el lanzamiento del telescopio James Webb se retrasaría, y no podría salir el 10 de marzo de 2021, como estaba estipulado. Este retraso fue inevitable debido a la pandemia de COVID-19, la cual hizo que el trabajo en la nave se viera disminuido.33

Tras superar la prueba final de vacío térmico, el JWST demuestra que funcionará en el espacio. 3435

  • El telescopio James Webb fue lanzado con éxito, el 25 de diciembre de 2021, a bordo de un cohete

Descripción

El JWST es un proyecto conjunto de la NASA, la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Canadiense, donde colaboran aproximadamente 17 países más.

Las contribuciones de Europa se formalizaron en 2007 con un Memorando de Entendimiento ESA-NASA, que incluye el lanzador Ariane-5 ECA, el instrumento NIRSpec, el montaje del banco óptico MIRI, y soporte de personal para las operaciones.39

El telescopio se espera que tenga una masa de aproximadamente la mitad del telescopio espacial Hubble, aunque su espejo primario (un reflector de berilio recubierto de oro de 6,5 metros de diámetro) tendrá un área de recolección aproximadamente cinco veces mayor (25 m² o 270 pies cuadrados vs. 4,5 m² o 48 pies cuadrados). El JWST está orientado hacia la astronomía cercana al infrarrojo, pero también puede ver la luz visible naranja y roja, así como también la región del infrarrojo medio, dependiendo del instrumento. El diseño enfatiza el infrarrojo cercano al medio por tres motivos principales: los objetos con alto desplazamiento hacia el rojo tienen sus emisiones visibles desplazadas al infrarrojo, los objetos fríos como los discos de escombros y los planetas emiten más fuertemente en el infrarrojo, y esta banda es difícil de estudiar desde el suelo o por los telescopios espaciales actuales como el Hubble. Los telescopios terrestres tienen que observar atravesando la atmósfera, que es opaca en muchas bandas infrarrojas. Incluso donde la atmósfera es transparente, muchos de los compuestos químicos que son objetivo, como el agua, el dióxido de carbono y el metano, también existen en la atmósfera terrestre, lo que complica enormemente el análisis. Los telescopios espaciales actuales como el Hubble no pueden estudiar estas bandas ya que sus espejos no son lo suficientemente fríos (el espejo del Hubble se mantiene a unos 15 °C) y, por lo tanto, el telescopio irradia con fuerza en las bandas IR.

El JWST operará cerca del punto de Lagrange Tierra-Sol L2, aproximadamente a 1500 000 km (930 000 millas) más allá de la órbita de la Tierra. A modo de comparación, el Hubble orbita a 340 millas (550 km) sobre la superficie de la Tierra, y la Luna está aproximadamente a 400 000 km (250 000 millas) de la Tierra. Esta distancia hace que la reparación o actualización posterior al lanzamiento del hardware del JWST sea prácticamente imposible. Los objetos cercanos a este punto pueden orbitar el Sol en sincronía con la Tierra, lo que permite que el telescopio permanezca a una distancia aproximadamente constante40​ y tiene obligado utilizar una barrera solar para bloquear el calor y la luz del Sol y la Tierra. Esto mantendrá la temperatura de la nave espacial por debajo de 50 K (-220 °C; -370 °F), necesaria para las observaciones de infrarrojos.4142

Vista de tres cuartos de la parte superior

Parte inferior (lado orientado al sol)

Barrera solar

Probando el despliegue del parasol en el hangar de pruebas en la instalación Northrop Grumman en California, año 2014

Para realizar observaciones en el espectro infrarrojo, el JWST debe mantenerse a una temperatura muy baja, aproximadamente por debajo de 50 K (-220 °C; -370 °F), de lo contrario, la radiación infrarroja del propio telescopio podría bloquear o sobrecargar sus instrumentos. Para evitarlo utiliza un gran parasol que bloquea la luz y el calor del Sol, la Tierra y la Luna, además, su posición cercana al punto de Lagrange Tierra-Sol L2 mantiene los tres cuerpos en el mismo lado de la nave espacial en todo momento.43​ Su órbita halo alrededor del punto L2 evita la sombra de la Tierra y la Luna, manteniendo una posición constante y aceptable para la barrera solar y los paneles solares.40​ El parasol está hecho de película de poliimida y tiene membranas recubiertas con aluminio en un lado y silicio en el otro.

El parasol está diseñado para doblarse doce veces, por lo que cabe dentro de la cubierta del cohete Ariane 5 de 4,57 m (5 yardas) × 16,19 m (17,7 yardas). Una vez ubicado el telescopio en el punto L2, el parasol se desplegará a 21,197 m (23,18 yardas) × 14,162 m (15,55 yardas). El parasol fue ensamblado a mano en Man Tech (NeXolve) en Huntsville, Alabama, antes de ser entregado a Northrop Grumman en Redondo Beach, California, Estados Unidos, para su prueba.44

Óptica

Ensamblado del espejo principal en el Centro de vuelo espacial Goddard, mayo de 2016

Modelo NIRCam

El espejo primario de JWST es un reflector de berilio de 6,5 metros de diámetro, recubierto de oro, con un área de recolección de 25 m². Estas dimensiones son demasiado grandes para los vehículos de lanzamiento actuales, por lo que al espejo lo componen 18 segmentos hexagonales, que se desplegarán después una vez que se haya abierto el telescopio. La detección del frente de onda plano de la imagen a través de la recuperación de fase se usará para colocar los segmentos del espejo en la ubicación correcta usando micromotores muy precisos. Con posterioridad a esta configuración inicial, solo necesitarán breves encendidos cada pocos días para mantener un enfoque óptimo,45​ siendo distinto a los telescopios terrestres como el Observatorio W. M. Keck, que continuamente ajustan los segmentos de su espejo utilizando ópticas activas para superar los efectos de la carga gravitacional y del viento, y es posible debido a la falta de perturbaciones ambientales por estar ubicado en el espacio.

El diseño óptico de JWST es un telescopio de tres espejos anastigmático,46​ que hace uso de espejos curvos secundarios y terciarios para obtener imágenes libres de aberraciones ópticas en un amplio campo. Además, hay un espejo de dirección rápido, que puede ajustar su posición muchas veces por segundo para proporcionar estabilización de imagen.

Ball Aerospace & Technologies es el principal subcontratista para el proyecto JWST, dirigido por el contratista principal Northrop Grumman Aerospace Systems, siendo dirigidos todos por el Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA, en Greenbelt, Maryland.4748​ Dieciocho segmentos de espejos primarios, espejos de dirección secundarios, terciarios y sensibles, más repuestos de vuelo han sido fabricados y pulidos por Ball Aerospace en segmentos de berilio fabricados por varias empresas, entre ellas Axsys, Brush Wellman y Tinsley Laboratories.

Modelo NIRSpec

El último segmento del espejo primario fue instalado el 3 de febrero de 2016,49​ y el espejo secundario fue instalado el 3 de marzo de 2016.50

Instrumentos científicos

El Integrated Science Instrument Module (ISIM) es un módulo que proporciona energía eléctrica, recursos informáticos, refrigeración y estabilidad estructural para el telescopio. Está fabricado con un compuesto de grafito-epoxi y va unido a la parte inferior de la estructura del telescopio. En el ISIM se integran cuatro instrumentos51​ científicos que se describen a continuación y una cámara guía.52

Modelo MIRI a escala 1:3

  • Near InfraRed Camera (NIRCam), cámara infrarroja con cobertura espectral que irá desde el borde de lo visible (0,6 micrómetros) hasta el infrarrojo cercano (5 micrómetros).5354​ También servirá como sensor de frente de onda del observatorio, necesario para actividades de detección y control de frente de onda. Construida por un equipo dirigido por la Universidad de Arizona, siendo Investigadora Principal Marcia Rieke. El socio principal es Lockheed Martin Advanced Technology Center, ubicado en Palo Alto, California.55
  • Mid-InfraRed Instrument (MIRI), instrumento que medirá el rango de longitud de onda del infrarrojo medio de 5 a 27 micrómetros.5758​ Compuesto por cámara de infrarrojo medio y un espectrómetro de imágenes.47​ Fue desarrollado en colaboración entre la NASA y un consorcio de países europeos, está dirigido por George H. Rieke (Universidad de Arizona) y Gillian Wright (UK Astronomy Technology Centre, Edimburgo, miembro del Science and Technology Facilities Council (STFC)).55​ MIRI presenta mecanismos de rueda similares a NIRSpec, que también han sido desarrollados y construidos por Carl Zeiss Optronics GmbH (subcontratada a su vez por Max Planck Institute for Astronomy. El instrumento una vez construido se entregó al Centro de vuelo espacial Goddard a mediados de 2012 para su eventual integración en el ISIM. La temperatura del MIRI no debe superar los 6 Kelvin (K): un enfriador mecánico de gas de helio ubicado en el lado cálido del escudo ambiental conseguirá reducirlo a tan baja temperatura.59
  • Fine Guidance Sensor and Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph (FGS/NIRISS), estabilizador fabricado por la Agencia Espacial Canadiense bajo la supervisión del científico John Hutchings (Herzberg Institute of Astrophysics, National Research Council (Canadá)), estabilizará la línea de visión del observatorio durante las observaciones científicas. Las mediciones del FGS se usan tanto para controlar la orientación general de la nave espacial como para conducir el espejo de dirección para estabilizar la imagen. La Agencia Espacial Canadiense también proporcionará un instrumento que observará el infrarrojo cercano y espectrógrafo Slitless (NIRISS) para imágenes astronómicas y espectroscopía en el rango de longitud de onda de 0,8 a 5 micrómetros, cuya dirección la supervisa el investigador principal René Doyon de la Universidad de Montreal.55​ Debido a que el NIRISS está físicamente montado junto con el FGS, a menudo se les reconoce como una sola unidad, pero sus análisis son completamente distintos, uno es un instrumento científico y el otro forma parte de la infraestructura de soporte del observatorio.

NIRCam y MIRI tienen coronógrafos bloqueadores de luz estelar para poder observar objetivos débiles como planetas extrasolares y discos circunestelares cercanos a estrellas brillantes.58

Los detectores infrarrojos de los módulos NIRCam, NIRSpec, FGS y NIRISS son suministrados por Teledyne Imaging Sensors (anteriormente Rockwell Scientific Company). Los sistemas instalados en el JWST, así como de los instrumentos ISIM y del ICDH utilizan el protocolo SpaceWire para transmitir datos entre los instrumentos científicos y el equipo donde se analizan.60

Bus

Diagrama del Spacecraft Bus. El panel solar es de color verde y las alas de color púrpura claro son tonos de radiadores.

El bus o plataforma es el principal componente del telescopio espacial James Webb y alberga gran cantidad de piezas de computación, comunicación, propulsión y estructurales, uniendo las diferentes partes del telescopio.61​ Junto con la barrera solar, forma el elemento de “nave espacial” del telescopio espacial.62​ Los otros dos elementos principales del JWST son el Integrated Science Instrument Module (ISIM) y el Optical Telescope Element (OTE).63​ En el espacio conocido como “Región 3” de ISIM también está dentro del bus; este espacio incluye también el ISIM Command and Data Handling (ICDH) y el refrigerador criogénico MIRI.63

El bus está conectado al Optical Telescope Element por medio del Deployable Tower Assembly, que a su vez está conectado con la barrera solar.61

Con un peso de 350 kg (aproximadamente 772 lb),6​ tiene que estar preparado para soportar el JWST, que tiene un peso aproximado de 6,5 toneladas. Fabricado principalmente de material compuesto de grafito.6​ Su montaje se realizó en California en 2015, luego se tuvo que integrar con el resto del telescopio espacial previamente a su lanzamiento.64​ El bus puede proporcionar el apuntamiento de un segundo de arco y aísla la vibración hasta dos (2) miliarcosegundos.65

Está ubicado con orientación al Sol, en el lado “cálido” del telescopio, operará a una temperatura de aproximadamente 300 K.62​ Todo instrumento posicionado con orientación al Sol debe poder soportar condiciones térmicas de la órbita del halo del telescopio, que a un lado le da constantemente la luz solar y al otro la sombra por la barrera de la nave espacial.62

Otro aspecto importante del bus es su equipo central de computación, almacenamiento de memoria y comunicaciones.61​ El procesador y el software dirigen los datos hacia y desde los instrumentos, al núcleo de memoria de estado sólido y al sistema de radio que puede enviar datos a la Tierra así como recibir órdenes.61​ La computadora también controla el posicionamiento de la nave espacial, tomando los datos del sensor de los giroscopios y el rastreador de estrellas, y enviando las órdenes necesarias a los instrumentos de posicionamiento o propulsores.61

Comparativas

Comparación con el espejo primario del Hubble

Espejos del James Webb

La arquitectura Calisto para SAFIR sería una sucesora de Spitzer, que requeriría un enfriamiento pasivo aún más frío que JWST (5 kelvin).66

Vistas atmosféricas en el infrarrojo: gran parte de este tipo de luz está bloqueada cuando se observa desde la superficie de la Tierra. Sería como mirar un arcoíris pero solo ver un color.

El deseo de tener un gran telescopio espacial infrarrojo se remonta a varias décadas; en los Estados Unidos, se estudió la posibilidad de crear un telescopio en la lanzadera Shuttle Infrared Telescope Facility mientras desarrollaba el Space Shuttle reconociéndose el potencial existente de la astronomía infrarroja en ese instante.67​ En comparación con los telescopios de tierra, se sabía que los observatorios espaciales estaban libres de la absorción atmosférica de luz infrarroja; sería como un “cielo nuevo” para los astrónomos.67

La atmósfera tenue por encima de los 400 km de altura no tiene absorción medible, por lo que los detectores que operan en todas las longitudes de onda de 5 µm a 1000 µm alcanzan una alta sensibilidad radiométrica.

– S. G. McCarthy y G. W. Autio, 1978ref name=”proceedings.spiedigitallibrary.org”/>

Sin embargo, los telescopios infrarrojos tienen un inconveniente: necesitan conservarse extremadamente fríos y cuanto más larga es la longitud de onda de los infrarrojos, más fríos deben estar.68​ De lo contrario, el calor de fondo del dispositivo bloquea a los instrumentos, dejándolo completamente ciego.68​ Este inconveniente puede superarse mediante un cuidadoso diseño de la nave espacial, particularmente colocando el telescopio en un depósito con una sustancia extremadamente fría, como el helio líquido.68​ Esto significa que la mayoría de los telescopios infrarrojos tienen una vida útil limitada por su refrigerante, tan breve como cuestión de meses, tal vez pocos años como máximo.68​ Hasta ahora ha sido posible mantener la temperatura lo suficientemente baja mediante el diseño de la nave espacial para permitir observaciones de infrarrojo cercano sin un suministro de refrigerante, como por ejemplo las misiones extendidas de Spitzer y NEOWISE. Otro ejemplo es el instrumento NICMOS del Hubble, que comenzó utilizando un bloque de hielo de nitrógeno que se agotó tras un par de años, pero que luego se convirtió en un refrigerador criogénico que funcionaba continuamente. El JWST está diseñado para enfriarse sin depósito, simplemente usando una combinación de barrera contra el sol y radiadores con el instrumento de infrarrojo medio utilizando un refrigerador criogénico adicional.69

Las demoras y los aumentos de presupuestos del telescopio se pueden comparar con el telescopio espacial Hubble.70​ Cuando se empezó a hacer realidad el proyecto Hubble en 1972, tenía un presupuesto inicial estimado de 300 millones de dólares (o aproximadamente 1000 millones de dólares de 2006),70​ pero cuando fue enviado a órbita en 1990, el presupuesto ascendía aproximadamente a cuatro veces el inicial.70​ Además, los nuevos instrumentos instalados y las misiones de servicio asignadas han elevado el presupuesto a por lo menos 9000 millones de dólares en 2006.70

En 2006 se publicó un artículo en la revista Nature donde se reflejaban los resultados de un estudio realizado en 1984 por el consejo de Ciencias del Espacio, donde se estimaba que un observatorio infrarrojo de próxima generación costaría 4000 millones de dólares (cerca de 7000 millones de dólares de 2006).70

A diferencia de otros observatorios propuestos, la mayoría de los cuales ya han sido cancelados o suspendidos, incluidos el Terrestrial Planet Finder (2011), Space Interferometry Mission (2010), International X-ray Observatory (2011), MAXIM (Microarcsecond X-ray Imaging) Misión), SAFIR (Observatorio de Infrarrojo Lejano de Apertura Simple), SUVO (Observatorio Ultravioleta-Visible del Espacio) y el SPECS (Sonda Submilimétrica de la Evolución de la Estructura Cósmica), el JWST es la última gran misión astrofísica de la NASA de su generación construido,

Historia

Participación

NASA, ESA y CSA colaboran en el telescopio desde 1996. ESA participa en la construcción y en el lanzamiento desde el año 2003, tras la aprobación de su colaboración, en 2007 firmó un acuerdo con la NASA. A cambio de una participación plena, representación y acceso al observatorio para sus astrónomos, ESA proporciona el instrumento NIRSpec, el Optical Bench Assembly del instrumento MIRI, un cohete Ariane 5 ECA y mano de obra para apoyar durante las operaciones.88130​ El CSA proporcionará el Fine Guidance Sensor and the Near-Infrared Imager Slitless Spectrograph más mano de obra para apoyar las operaciones.131

Misión

La misión científica de JWST tiene principalmente cuatro objetivos: encontrar luz de las primeras estrellas y galaxias que se formaron en el universo después del Big Bang; estudiar la formación y evolución de las galaxias; comprender la formación de estrellas y sistemas solares; y estudiar los sistemas planetarios y los orígenes de la vida.135​ Estos objetivos se pueden lograr de manera más efectiva mediante la observación en longitudes de onda infrarroja cercana que en la luz en la parte visible del espectro. Por esta razón, los instrumentos de JWST no medirán la luz visible o ultravioleta como el telescopio Hubble, porque tiene una capacidad mucho mayor para realizar astronomía infrarroja. El JWST será sensible en un rango de longitudes de onda de 0,6 (luz naranja) a 28 micrómetros (radiación infrarroja profunda a aproximadamente 100 K (−170 °C; −280 °F)).

El telescopio también se utilizará para recopilar información sobre la luz de atenuación de la estrella KIC 8462852, descubierta en el año 2015, que tiene algunas propiedades anormales de la curva de luz.136

Lanzamiento y duración de la misión

El telescopio James Webb fue lanzado el 25 de diciembre de 2021 desde la Guayana Francesa a bordo de un cohete Ariane 5.36​ En principio estaba previsto que el telescopio estuviera listo para ser lanzado en 2018.137​ Tras distintos aplazamientos de fecha de lanzamiento por diversos contratiempos,138​ en junio de 2018, se estableció como nueva fecha de lanzamiento el 30 de marzo de 202131​ con un cohete Ariane 5. En junio de 2021 la fecha de lanzamiento vuelve a retrasarse a noviembre. 139​ Finalmente el telescopio James Webb fue lanzado el 25 de diciembre de 2021 desde la Guayana Francesa a bordo de un cohete Ariane 5.36

El observatorio está provisto de un “anillo-interfaz de vehículo de lanzamiento” que podría ser utilizado para que un futuro lanzamiento de aprovisionamiento del observatorio por medio de astronautas o robots, pudiera solucionar problemas de despliegue general. Sin embargo, el telescopio en sí no es útil, y los astronautas no podrían realizar tareas como intercambiar instrumentos, como con el telescopio Hubble.47​ El tiempo nominal de la misión es de cinco años, con un límite en principio de diez años.140​ JWST necesita usar propelente para mantener su órbita de halo alrededor del punto de Lagrange L2, lo que proporciona un límite superior a su vida útil esperada, y está siendo diseñado para transportar suficiente propelente para diez años.141​ La misión científica programada de cinco años comienza después de una fase de prueba y puesta en marcha de 6 meses.141​ La órbita L2 es solo metaestable, por lo que requiere un mantenimiento de estación orbital o el objeto se alejará de esta configuración orbital.142

JWST configurado para el lanzamiento

JWST no estará ubicado exactamente en el punto L2, pero hará un círculo alrededor de él en una órbita de halo.

Dos vistas alternativas desde el Telescopio espacial Hubble de la Nebulosa de la Quilla, comparando astronomía ultravioleta y visible (arriba) e infrarroja (abajo). Muchas más estrellas son visibles en este último.

Las observaciones infrarrojas pueden ver objetos ocultos en luz visible, como muestra HUDF-JD2.

Órbita

El JWST estará ubicado cerca del segundo punto de Lagrange (L2) del sistema Tierra-Sol, que se encuentra a 1 500 000 kilómetros (930 000 mi) de la Tierra, justo enfrente del Sol. Normalmente, un objeto que rodea el Sol más allá de la Tierra tardaría más de un año en completar su órbita, pero cerca del punto L2 la atracción gravitacional combinada de la Tierra y el Sol permite a la nave orbitar alrededor del Sol a la misma velocidad que la Tierra. El telescopio girará alrededor del punto L2 en una órbita de halo, que estará inclinada con respecto a la eclíptica, tendrá un radio de aproximadamente de 800 000 kilómetros (500 000 millas) y tardará aproximadamente medio año en completarse.40​ Dado que el punto L2 es solo un punto de equilibrio sin atracción gravitatoria, una órbita de halo no es una órbita en el sentido habitual: el módulo espacial está realmente en órbita alrededor del Sol, y la órbita de halo puede considerarse deriva controlada para permanecer en las proximidades del punto L2.143​ Esto requiere cierto mantenimiento de corrección de la estación: entre 2-4 m/s por año144​ de un total de 150 m/s estimado para toda la misión, incluyendo correcciones de trayectoria para llegar a la órbita alrededor del punto L2.145​ El sistema de propulsión del observatorio lo forman dos conjuntos de propulsores.146

Astronomía infrarroja

JWST es el sucesor del telescopio espacial Hubble (HST), y dado que su característica principal reside en la observación infrarroja, también es el sucesor del telescopio espacial Spitzer (SST). JWST superará con creces a ambos telescopios, pudiendo observar muchas más estrellas y galaxias, recientes y más antiguas.147​ Observar en el infrarrojo es una técnica clave para lograrlo debido al desplazamiento al rojo cosmológico y porque penetra mejor en el oscurecimiento producido por las nubes de polvo interestelar y gas. También permite poder observar objetos más fríos y débiles. Debido a que el vapor de agua y el dióxido de carbono en la atmósfera de la Tierra absorben fuertemente la mayoría de los infrarrojos, la astronomía infrarroja terrestre se limita a rangos de longitud de onda cercanos donde la atmósfera absorbe con menor fuerza. Además, la atmósfera misma irradia en la luz infrarroja, bloqueando a menudo el objeto que se observa. Esto hace que un telescopio espacial sea preferible para la observación infrarroja.148

Soporte en tierra y operaciones

El Space Telescope Science Institute (STScI), ubicado en Baltimore, Maryland, en el campus de Homewood de la Universidad Johns Hopkins, fue seleccionado como el Science and Operations Center (S&OC) para el JWST con un presupuesto inicial de 162 200 000 de dólares destinado a apoyar operaciones durante el primer año de funcionamiento tras el lanzamiento.152​ Con esta funcionalidad, el STScI será responsable de la operación científica del telescopio y la entrega de productos de datos a la comunidad astronómica. Los datos se transmitirán desde JWST hasta la Tierra a través de la Red del Espacio Profundo de la NASA, se procesarán y calibrarán en el STScI, para ser distribuido posteriormente en línea a los astrónomos de todo el mundo. De forma similar a cómo opera el Hubble, cualquier persona, en cualquier parte del mundo, podrá presentar proyectos para realizar observaciones. Cada año, varios comités de astrónomos examinarán por pares las propuestas presentadas para seleccionar los proyectos a observar en el próximo año. Los autores de las propuestas elegidas generalmente tendrán un año de acceso privado a las nuevas observaciones, después de lo cual los datos estarán disponibles públicamente para su descarga por parte del archivo en línea de STScI.

La mayor parte del procesamiento de datos del telescopio se realiza mediante ordenadores convencionales de una sola placa.153​ La conversión de los datos científicos analógicos a formato digital se lleva a cabo mediante el SIDECAR ASIC (System for Image Digitization, Enhancement, Control And Retrieval Application Specific Integrated Circuit). La NASA declaró que el SIDECAR ASIC incluirá todas las funciones de una caja de herramientas de 9 kg (20 lb) en un paquete de 3 cm y consumirá solo 11 milivatios de potencia.154​ Como esta conversión debe realizarse cerca de los detectores, en el lado más frío del telescopio, usar baja potencia de este circuito integrado será crucial para mantener la baja temperatura necesaria para el buen funcionamiento del JWST.154

Despliegue después del lanzamiento

Casi un mes después del lanzamiento, se iniciará una corrección de trayectoria para colocar el JWST en una órbita de halo en el punto lagrangiano L2.155

Linea temporal después del despliegue del JWST47

Programa científico y observaciones

El tiempo de observación de JWST se asignará por medio de un programa conocido como Director’s Discretionary Early Release Science (DD-ERS), el programa Guaranteed Time Observations (GTO) y el programa General Observers (GO).156​ El programa GTO proporciona el tiempo de observación garantizado para los científicos que desarrollaron componentes de hardware y software para el observatorio. El programa GO proporciona a todos los astrónomos la oportunidad de solicitar tiempo de observación. Los programas GO se seleccionarán a través de una revisión por parte de un Comité de Asignación de Tiempo (TAC), similar al proceso de revisión de propuestas utilizado para el telescopio espacial Hubble. Se espera que el tiempo de observación de JWST sea muy alto, lo que significaría que el número de propuestas de GO enviadas será mucho mayor que el número que se puede aprobar en cualquier ciclo de observación.

Longitudes de onda que serán observadas por el JWST y el área de los telescopios espaciales (NASA).

 

 

 

El JWST en la Guayana Francesa (ESA).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Rueda de filtros del instrumento MIRI (NASA/ESA).

 

Comienza la era del James Webb

12 July 2022

El telescopio espacial James Webb ya está funcionando a pleno rendimiento a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra (en el punto de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol). Hoy 12 de julio de 2022 el equipo del JWST ha publicado las primeras imágenes científicas —esto es, no usadas para calibración— obtenidas por los instrumentos del observatorio. El evento había sido planificado cuidadosamente entre las agencias espaciales involucradas —NASA, ESA y CSA— para presentar al mundo el enorme potencial del James Webb, pero a última hora la Casa Blanca decidió adelantarse e hizo pública un día antes una de las cinco imágenes que iban a ser distribuidas. Al fin y al cabo, la NASA, y por extensión, Estados Unidos, contribuye con la mayoría del presupuesto del JWST —Europa participa con un 15% y Canadá con menos del 5%—, así que había que dejar claro quién lidera este ambicioso proyecto. Por otro lado, cierto es que no es nada común ver a todo un presidente de los EE. UU. presentar una imagen astronómica. La imagen del cúmulo galáctico SMACS 0723 y su lente gravitatoria asociada ya es historia y será recordada como la ‘primera imagen del James Webb’.

La nebulosa de Carina vista por el instrumento NIRCam del James Webb (NASA/ESA/CSA/STScI).

No obstante, hoy se han hecho públicas las otras cuatro imágenes previstas —técnicamente, tres imágenes y un espectro— con el objetivo de poder entender mejor las asombrosas capacidades del James Webb. El pasado 8 de julio la NASA y la ESA ya habían anunciado cuáles iban a ser los objetos protagonistas de estas primeras cinco imágenes científicas: la nebulosa de Carina (NGC 3324), el cúmulo de galaxias con lente gravitacional SMACS J0723, un espectro del planeta WASP-96 b, la nebulosa del Anillo del Sur (NGC 3132) y el cúmulo de galaxias conocido como el ‘Quinteto de Stephan’. Como comentábamos, la imagen del cúmulo lejano SMACS J0723 ya había sido publicada el día anterior, pero no por ello el resto de imágenes son menos impresionantes. Pero antes de comentarlas, quizá es conveniente destacar un par de puntos.

¿En qué se diferencian estas imágenes de las obtenidas por el Hubble?

Ante la publicación de estas imágenes son muchos los que se preguntan la diferencia con las que adquiridas por el veterano telescopio espacial Hubble. Se suele explicar que la principal diferencia es que el James Webb opera en el infrarrojo, mientras que el Hubble lo hace en el visible. Pero esto es matizable. El Hubble observa principalmente en el ultravioleta y en el visible, cierto, pero también tiene —y ha tenido— instrumentos capaces de ver el infrarrojo cercano. De hecho, actualmente el Hubble puede ver longitudes de onda de hasta 1,7 micras (infrarrojo cercano). La diferencia es que el JWST prácticamente solo ve en el infrarrojo, de 0,6 a 28 micras, mientras que el Hubble puede contemplar todo el espectro visible y el ultravioleta, además del infrarrojo cercano.

De todas formas, puede haber más diferencias, por ejemplo, entre las imágenes obtenidas por los instrumentos MIRI y NIRCam del James Webb que entre las captadas por la cámara WFC3 del Hubble y la NIRCam del JWST, por lo que dependerá de qué instrumentos exactos estemos hablando. La otra diferencia es el tamaño del espejo primario. El James Webb tiene un espejo de 6 metros de diámetro, mientras que el del Hubble es de 2,4 metros. Esto implica, por un lado, que la máxima resolución que puede alcanzar el JWST es mayor que la del Hubble, y, por otro lado, que es mucho más sensible. Es decir, con el mismo tiempo de observación el James Webb puede captar objetos mucho más débiles que el Hubble.

Región del espectro que cubre cada instrumento del James Webb (NASA).

¿Qué tienen de especial estas primeras imágenes?

Las cinco imágenes publicadas han sido elegidas para demostrar el potencial del observatorio. Por tanto, se han usado todos los instrumentos científicos del JWST. Además, se han seleccionado una serie de objetos astronómicos que concuerdan con los objetivos principales del James Webb: estudio de las primeras galaxias del universo y de la materia y energía oscuras, los núcleos activos de galaxias, investigar la formación y evolución estelar, así como las atmósferas exoplanetarias a través de espectros de transmisión. Solo han quedado fuera de esta primera selección objetos de nuestro sistema solar, aunque bien es cierto que no se trata de objetivos prioritarios para el JWST (pero sin duda veremos alguna imagen del sistema solar más pronto que tarde).

Resumen de las prestaciones de los instrumentos del JWST (NASA).

UFFO

Despega UFFO, el telescopio espacial que estudiará las explosiones más violentas del universo

El cohete Soyuz 2.1a que lo ha puesto en órbita, durante el lanzamiento. KIRILL KUDRYAVTSEVAFPuffo1

Colaboran el Instituto de Astrofísica de Andalucía y la Universidad de Valencia.

El proyecto, del que forman parte Taiwan, Rusia y Dinamarca, está liderado por Corea.

28/04/2016 13:41

Estudiar las explosiones más violentas del universo. Será el objetivo del telescopio espacial UFFO (acrónimo de observatorio ultrarrápido de flashes en inglés), desarrollado por una colaboración internacional liderada por Corea. España está presente en este proyecto, del que también forman parte Taiwán, Dinamarca y Rusia, a través del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) y de la Universidad de Valencia. El presidente de Rusia, Vladimir Putin, fue uno de los testigos del lanzamiento, que se efectuó a las 4:01 de la madrugada, hora española. Es el primero que se realiza desde el nuevo cosmódromo de Vostochny (en Rusia), próximo a la península de Kamchatka y cerca de la frontera con China.

El telescopio espacial forma parte de la carga de pago de la nave Lomonosov, cuyo lanzamiento ha constituido el primero realizado desde el nuevo cosmódromo de Vostochny (en Amur, Rusia), próximo a la península de Kamchatka. A las 07:07h Lomonosov se ha separado de la última etapa habiéndose situado en la órbita definitiva y con los paneles solares ya completamente despegados.

Apenas tres horas después y a bordo de la nave Lomonosov, el telescopio se ha situado en su órbita definitiva, a 490 kilómetros de altura, con los paneles solares ya completamente despegados. Desde esa posición analizará durante tres años los estallidos de rayos gamma, el fenómeno más virulento del espacio. Se produce tras la muerte de estrellas con una gran masa o por la fusión de dos estrellas. El UFFO está dotado de detectores para registrar la emisión de rayos X, luz visible y ultravioleta asociada a los instantes iniciales de estos estallidos cósmicos.

Recreación artística de un estallido de rayos-gamma. Colaboración UFFO.uffo2

Los datos que se obtengan permitirán comprender en detalle procesos energéticos sólo superados en potencia por el Big Bang y escuchar los ecos de estallidos producidos hace 12.000 millones de años, cuando el universo acababa de formarse.

UFFO/Lomonosov es un telescopio de seguimiento rápido que detectará la emisión en rayos X, luz visible y ultravioleta asociada a los instantes iniciales de los estallidos cósmicos de rayos gamma (conocidos como GRBs, del inglés Gamma-ray Bursts), lo que abrirá un nuevo horizonte en el estudio y entendimiento del universo extremo y del universo temprano.

El telescopio UFFO escudriñará el espacio profundo desde una altura orbital de 490 kilómetros y con una vida nominal de tres años, tras un periodo inicial de tres meses de testeo y calibración. “Ha sido un esfuerzo titánico que ha requerido la colaboración de muchas instituciones para completarlo en la mitad de tiempo de lo que hubiese sido necesario para las grandes agencias espaciales”, señala Víctor Reglero, investigador de la Universidad de Valencia que participa en el proyecto.

Sello español

La Universidad de Valencia se ha encargado del desarrollo del aparataje que se encargará de detectar los rayos gamma, mientras que la labor del Instituto de Astrofísica de Andalucía ha sido la de optimizar su funcionamiento para hacer un buen uso científico de los datos que se obtengan. La aportación española es un sofisticado sistema que incluye un espejo móvil para captar la región del cielo donde se produzca la explosión en apenas un segundo. “Es un paso de gigante porque la misiónSwift de la NASA, que también estudia estos rayos, necesita orientar el satélite por completo antes de tomar imágenes. Tarda unos dos minutos y el estallido a los 30 segundos de producirse ya ha acabado”, explica Alberto J. Castro-Tirado, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía que participa en la coordinación científica del proyecto

“La coordinación con Soomin Jeong (gestora del proyecto) aquí en Granada, quien ha estado con nosotros los tres últimos años, ha sido fundamental y ahora llega el momento de recoger los frutos: capturar esa primera luz de los estallidos cósmicos de rayos gamma es un anhelo para todos los investigadores del campo y se hará realidad en breve”, apunta Castro-Tirado. “Ha sido un esfuerzo titánico que ha requerido la colaboración de muchas instituciones para completarlo en la mitad de tiempo de lo que hubiese sido necesario para las grandes agencias espaciales”, señala Víctor Reglero, investigador de la Universidad de Valencia.

ASTRO-H

ASTRO-H

Lanzamiento del observatorio de rayos X japonés Hitomi

Daniel Marín 19 feb 16astro-h-1

La agencia espacial japonesa JAXA lanzó el 17 de febrero de 2016 a las 08:45 UTC un cohete H-IIA (H2A 202, misión F30) desde la rampa LP-1 del Centro de Lanzamiento de Yoshinobu en Tanegashima con el observatorio espacial de rayos X Hitomi (ASTRO-H). La órbita inicial fue de 565 x 580 kilómetros y 31º de inclinación. Junto con Hitomi se pusieron en órbita tres pequeños satélites: ChubuSat 2 (50 kg, para medir la radiación solar), ChubuSat 3 (50 kg) y Horyu 4 (10 kg). Este ha sido el 30º lanzamiento de un cohete H-IIA.

Representación artística de Hitomi (ASTRO-H) (JAXA).

Hitomi (ASTRO-H)

Hitomi (ひとみ), también llamado ASTRO-H antes del lanzamiento, o NeXT (New X-ray Telescope), es un telescopio espacial de rayos X de 2700 kg construido por la agencia espacial japonesa JAXA con colaboración con la NASA. Estudiará los fenómenos energéticos del Universo en el rango de energías de 0,3 a 600 keV con una sensibilidad sin precedentes. Hitomi incluye cuatro telescopios de rayos X y cuatro tipos de instrumentos. Su resolución espacial no es tan alta como la del telescopio Chandra de la NASA, pero si lo será su resolución espectral.

Duración prevista: 3 años.

Final: ≈37 dias y 16astro-h-2 hs.astro-h-3

Hitomi antes del lanzamiento (JAXA).

Hitomi (ASTRO-H) y sus instrumentos (JAXA).

Dos telescopios de rayos X ‘blandos’ (SXT-S y SXT-I) de óptica rasante tienen 45 centímetros de diámetro y 5,6 metros de focal están formados por 200 estructuras concéntricas de aluminio. Estos telescopios alimentan dos instrumentos:

  • SXS (Soft X-ray Spectrometer): se trata del instrumento principal a pesar de tener solamente 36 píxeles. Suministrado por la NASA, es un espectrómetro de rayos X que usa tecnología de microcalorimetría en vez de CCDs para alcanzar una precisión espectral nunca vista (inferior a 7 eV) en el rango de energías de 0,3 a 12 keV. Utiliza helio líquido para enfriar los sensores hasta 50 miliKelvin por encima del cero absoluto. La reserva de helio limita la vida útil de la misión a tres años aproximadamente.
  • SXI (Soft Ray Imager): es una cámara de rayos X blandos (0,4-12 keV) mediante CCDs con una resolución angular de 1,3 minutos de arco que operará a -120º C.

Uno de los telescopios de óptica rasante SXT (JAXA).

Otros dos telescopios HXT (Hard X-ray Telescopes) de rayos X ‘duros’ -más energéticos- de 45 centímetros de diámetro y 12 metros de focal se usan para dos cámaras de rayos X de energías de entre 5 y 80 keV (dos unidades) denominadas HXI (Hard X-ray Imager). Las HXI están situadas en el extremo de un mástil desplegable de 6 metros para permitir alcanzar la distancia focal más larga de los telescopios de rayos X energéticos. Además Hitomi cuenta con dos detectores de rayos X energéticos y rayos gamma suaves (40-600 keV) llamado SGD (Soft Gamma Ray Detector) basados en los sensores del satélite europeo Integral.

Instrumentos de ASTRO-H (JAXA).

Rango espectral de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

Características de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

El instrumento SXS de la NASA fue diseñado originalmente a principios de los años 90 para la misión AXAF-S, que sería cancelada. En el año 2000 fue lanzado en el telescopio Astro-E japonés, que resultó destruido durante el lanzamiento. Finalmente pudo alcanzar la órbita en 2005 a bordo del telescopio de rayos X japonés Suzaku (Astro-E2), pero un fallo del sistema de refrigeración provocó su fracaso prematuro.astro-h-4

Hitomi es el sexto observatorio espacial de rayos X y el más grande y sensible lanzado hasta la fecha. Ha costado unos 270 millones de dólares.

Otra vista de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

Observatorios espaciales de rayos X japoneses:

  • Hakucho: lanzado el 21 de febrero de 1979 por un cohete Mu-3C.
  • Tenma (ASTRO-B): lanzado el 20 de febrero de 1983 por un cohete Mu-3S.
  • Ginga (ASTRO-C): lanzado el 5 de febrero de 1987 por un cohete Mu-3S2.
  • ASCA (ASTRO-D): lanzado el 20 de febrero de 1993 por un cohete Mu-3S.
  • ASTRO-E: lanzamiento fracasado el 10 de febrero de 2000 por un cohete Mu-5.
  • Suzaku (ASTRO-E2): lanzado el 10 de julio de 2005 por un cohete Mu-5.

Observatorios espaciales de rayos X japoneses (JAXA).astro-h-7astro-h-6

Cohete H-IIA

El H-IIA es un lanzador de dos etapas con una capacidad de colocar diez toneladas en una órbita baja con una inclinación de 30º, 5,95 toneladas en una órbita de transferencia geoestacionaria (GTO) o 2,5 toneladas en una misión interplanetaria. Tiene una longitud de 53 metros y un diámetro de 4 metros. Está fabricado por Mitsubishi Heavy Industries Ltd. (三菱重工業株式会社) y realizó su vuelo inaugural en 2001.

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Cohete H-IIA (Mitsubishi).

Japón da por perdido a Hitomi, el costosísimo satélite que estaba fuera de control

29 abril 2016

Tras cumplirse un mes perdido en el espacio, la agencia espacial japonesa anunció que abandonará los esfuerzos de restaurar o recuperar el satélite Hitomi.

Su nombre oficial es Astro-H y fue lanzado en pasado 17 de febrero para estudiar fuentes de energía en el espacio, como agujeros negros gigantes, estrellas de neutrones y cúmulos de galaxias, observando la longitud de onda de rayos como los X y los gamma.

Pero el satélite de US$273 millones sólo había pasado un mes órbita antes de perder contacto, provocando una conmoción entre los científicos japoneses y esfuerzos para averiguar lo que había sucedido.

Hitomi, que significa pupila en japonés, era el producto de un trabajo conjunto entre la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA), la NASA y otros grupos.

“Hemos concluido que el satélite está en un estado que no es posible restaurar”, anunció en rueda de prensa Saku Tsuneta, director general del Instituto de Ciencia Espacial y Aeronáutica de JAXA.

La agencia también emitió un comunicado en el que explicaba que ahora centrará sus esfuerzos en investigar las causas anómalas de lo sucedido.

Por ahora especulan que la razón de que hayan perdido contacto con Hitomi es que se hayan desprendido dos paneles solares.

Hasta ahora se tenían esperanzas de que la JAXA pudiera recuperar el satélite después de que la agencia anunciara que había recibido tres señales de Hitomi.

Pero esta semana explicaron que no creen que esas señales las haya enviado la astronave.

La próxima vez que se tiene programado lanzar un satélite parecido será en 2028 por la Agencia Espacial Europea.

¿Cuándo se perdió?

El sábado 26 de marzo, el Centro de Operaciones Espaciales Conjuntas de Estados Unidos (JSpOC, por sus siglas en inglés), que monitorea desperdicios espaciales, detectó cinco pequeños objetos alrededor del satélite.astro-h-8

Después de esto, desde tierra se logró un breve contacto con la nave, pero luego se perdió por completo.

El satélite también pareció mostrar un repentino cambio de dirección y los observadores en la Tierra lo vieron como destellando, lo que indica que puede estar girando descontrolado.

Desde entonces, su ubicación no se conoce con exactitud.

Al día siguiente, el domingo, JSpOC se refirió al evento como una “desintegración”, aunque los expertos han aclarado que Hitomi bien puede estar intacto.

El profesor Goh dice que se necesitan tres cosas para recuperar el satélite: comunicación, energía y controlar su computadora.

Si lo logran, Jaxa tiene una posibilidad de descubrir qué ha fallado y cómo arreglarlo.

Si lo pierden, sería un evento especialmente desafortunado para aquellos que esperan estudiar los agujeros negros, sobre todo, después de la noticia de que se habían detectado ondas gravitacionales originadas por el choque de dos agujeros negros.

DAMPE (Wukong)

DAMPE (Wukong)

Puesto en órbita el observatorio chino de materia oscura DAMPE (CZ-2D)dampe1

Daniel Marín 21 dic 15

China ha puesto en órbita su primer observatorio espacial para detectar materia oscura. El 17 de diciembre de 2015 a las 00:12 UTC China lanzó el satélite DAMPE (Wukong) desde el complejo LC-43 (SLS-2) del centro espacial de Jiuquan mediante un cohete Larga Marcha CZ-2D (Y31). Este ha sido el 16º lanzamiento orbital de China en 2015.

Lanzamiento del DAMPE (Xinhua).dampe2

DAMPE (DArk Matter Particle Explorer) es un observatorio de rayos gamma y rayos cósmicos de 1900 kg (de los cuales 1400 kg corresponden a la carga útil) construido por la Academia de Ciencias de China. DAMPE ha sido bautizado como Wukong (悟空), que literalmente significa ‘rey mono’, en honor del famoso personaje mitología china, pero que al mismo tiempo es un juego de ideogramas que significa ‘conocer el espacio’. El objetivo principal de DAMPE es medir electrones y rayos gamma con alta resolución para poder detectar así la elusiva materia oscura. La mayoría de modelos teóricos preven que la materia oscura está formada por partículas ‘frías’ (o sea, que se mueven a bajas velocidades) y que interaccionan muy poco con la materia normal (partículas WIMPs). De acuerdo con algunos de estos modelos, las partículas de materia oscura podrían ser sus propias antipartículas y por lo tanto resultarían aniquiladas al encontrarse entre sí, emitiendo radiación y otras partículas de ‘materia normal’ en el proceso. Otros modelos sugieren que estas partículas de materia oscura se desintegrarían espontáneamente, también emitiendo partículas que pueden ser detectadas fácilmente desde la órbita terrestre en forma de rayos cósmicos. Así, aunque DAMPE no podrá detectar partículas de materia oscura, sí que en teoría podrá ver los productos de su desintegración.

Observatorio DAMPE (The DAMPE collaboration).dampe3

Además, DAMPE podrá detectar supernovas, púlsares y otras fuentes astrofísicas de alta energía. DAMPE incluye cuatro instrumentos: PSD (Plastic Scintillator Strips Detector), STK (Silicon-Tungsten Tracker), BGO (Bismuth Germanium Oxide Calorimeter) y NUD (Neutron Detector). El satélite será capaz de detectar rayos gamma y electrones con energías comprendidas entre 5 GeV y 10 TeV (con una resolución del 1,5% a los 100 GeV), así como rayos cósmicos con energías de 100 GeV a 100 TeV. DAMPE es un proyecto internacional nacido en 2011 que cuenta con la colaboración de Suiza e Italia. Este observatorio se une a otros detectores similares en órbita, como son el AMS-02 y el Calorimetric Electron Telescope, localizados en el exterior de la ISS. Pero a diferencia de estos, DAMPE explorará por primera vez los fotones y partículas en el rango de energías de teraelectrónvoltios (TeV). DAMPE, situado en una órbita polar de 500 kilómetros de altura, tendrá una vida útil de tres años como mínimo.

Detectores de DAMPE (The DAMPE collaboration).dampe4

Estructura del detector (The DAMPE collaboration).

Imagen de la carga útil de DAMPE (The DAMPE collaboration).

DAMPE (The DAMPE collaboration).

BEIJING, 23 marzo (Xinhua) — Los cazadores buscan en la oscuridad del universo sin saber cómo luce su presa ni cuándo ni dónde podría aparecer.

Sus mejores claves están ocultas en las cadenas de figuras y diagramas que entran en sus computadoras ubicadas en un edificio blanco que pasa desapercibido en el Observatorio de la Montaña Púrpura en el centro de Nanjing, capital de la provincia de Jiangsu, este de China. Las computadoras están recibiendo datos del Explorador de Partículas de Materia Oscura (DAMPE, por sus siglas en inglés), a 500 kilómetros de distancia en el espacio.dampe5

El científico que encabeza el programa DAMPE de China, Chang Jin, describe a la búsqueda de la masa desaparecida del universo al decir que “debe estar allí. Pero no sabemos si seremos lo suficientemente afortunados para atraparla o incluso para saber si se trata de un oso o de un conejo”.

Los científicos creen que sólo cerca de 5 por ciento de la energía oscura del universo conocido está constituido de materia ordinaria –fotones, neutrones y electrones– y que la materia y energía oscuras constituyen el resto.

La materia oscura, como un fantasma en el universo, no emite ni refleja una radiación electromagnética suficiente para ser observada de manera directa, y es uno de los grandes misterios de la ciencia moderna.

La materia oscura, una teoría de los científicos incapaces de entender la masa desaparecida y la luz extrañamente curvada de las galaxias lejanas, es aceptada ampliamente en la comunidad de físicos a pesar de que su existencia nunca ha sido demostrada de forma concreta.

Por lo tanto, comprender la materia oscura nos daría una idea más clara sobre el pasado y futuro de las galaxias y del universo y sería revolucionario para las áreas de la física y de la ciencia espacial, dice Chang.

Comparativa entre DAMPE y otros detectores espaciales de rayos cósmicos y rayos gamma (The DAMPE collaboration).dampe6

El universo oculta bien sus secretos y los cazadores necesitan una buena “espada”.

Los científicos comparan al DAMPE, llamado “Wukong” o “Rey Mono”, con una espada que se mueve para alcanzar los restos dejados por el “fantasma” del universo usando el espectro de observación más amplio y el equipo de resolución de energía más alto de cualquier investigación en el mundo.

El satélite fue puesto con éxito en órbita el 17 de diciembre de 2015. Desde el lanzamiento, a Chang le preocupa a diario que sus 76.000 detectores pequeños funcionen apropiadamente, que los datos sean confiables y que la capacidad de almacenaje y de cálculo de la computadora sean suficientes.

DAMPE cuesta apenas una séptima parte del Telescopio Espacial FERMI de la NASA y una veinteava parte del detector de partículas AMS-02 a bordo de la Estación Espacial Internacional.

VISLUMBRAR AL “FANTASMA”

Cuando Chang empezó a trabajar en el Observatorio de la Montaña Púrpura en 1992, optó por especializarse en la observación de electrones de alta energía y en rayos gama porque ningún científico lo había hecho antes.dampe7

Sin embargo, eso requería equipo costoso que China no podía costear en la década de los 90. Así que Chang desarrolló un método nuevo y más barato para observar los electrones de alta energía y los rayos gama.

El investigador chino convenció a científicos estadounidenses de que incluyeran su método de observación en el programa ATIC, que liberó un instrumento transportado en un globo sobre la Antártida para medir la energía y la composición de los rayos cósmicos de fines del 2000 a principios del 2001.dampe8

El análisis de los datos reveló un excedente inesperado de electrones de alta energía que no podía ser explicado con el modelo estándar del origen de los rayos cósmicos, en el cual los electrones son acelerados en fuentes como restos de supernovas y después propagados a través de la galaxia.

Chang cree que el excedente posiblemente es resultado de la aniquilación de la materia oscura.

En los años siguientes, Chang y sus compañeros mejoraron su equipo y método, y realizaron otras tres observaciones sobre la Antártida.

Chang dedicó cerca de una década al análisis de los datos. Su esposa recuerda cómo entraba casi en trance cuando estaba en casa mientras murmuraba números extraños. Cuando le surgía una idea nueva, corría al laboratorio para escribir un programa para hacer el cálculo.

¿El excedente de los electrones de alta energía eran resultado de la aniquilación de la materia oscura? Los datos de ATIC no podían excluir la interferencia de otros cuerpos celestes. Como el globo está dentro de la atmósfera, las partículas de alta energía chocarían con la atmósfera y causarían bastante “ruido”. Chang estaba convencido de que era necesario enviar una sonda al espacio para hacer una observación más clara.

En 2002, Chang solicitó por primera vez una aplicación para el desarrollo de una sonda espacial de materia oscura, pero no recibió respuesta. Lo intentó de nuevo en 2003 y de nuevo fracasó.

Durante esos años, Chang y su equipo participaron en el desarrollo de cargas científicas en la nave espacial china “Shenzhou” y en las sondas lunares Chang’e y ganaron muchos honores.

El científico siempre perseveró en su búsqueda solitaria de la materia oscura. Llevó a cabo innumerables cálculos y experimentos y modernizó tecnologías detalladas.

En 2008, Chang publicó como primer autor un artículo en la prestigiosa revista “Nature”. En él presentó el descubrimiento del excedente anormal de electrones de alta energía. El descubrimiento fue considerado como uno de los avances de investigación importantes de la física ese año.

Los expertos dicen que de ser confirmada, la observación sería la primera evidencia de aniquilación de partículas de materia oscura descubierta por la humanidad. El hallazgo generó fervor a nivel mundial para detectar materia oscura.

En 2011, China inauguró un programa para desarrollar una serie de satélites científicos, incluido el DAMPE. El sueño de Chang se estaba haciendo realidad.

PROBANDO LA ESPADA

Desde que el explorador DAMPE fue puesto en órbita, los científicos han estado calibrando el satélite con el fin de producir datos más precisos.

“Ahora la carga parece perfecta, pero es insuficiente. Si la calibración resulta bien, las señales que buscamos surgirán de los datos”, afirma Chang.

Wukong está enviando cerca de 20 gigavatios de datos al día. El diseñador del subsistema avanzado de procesamiento de datos DAMPE, Zang Jingjing, dice que todos los datos serán analizados por una computadora especial equipada con 128 CPUs con 10 núcleos.

“Una vez que sean calibrados, los detectores recabarán más datos útiles y eliminarán el ruido en las señales. Eso ahorrará bastante tiempo”, dijo Zang.

“La precisión para detectar la dirección de las partículas que se aproximen puede ser de un centésimo del grosor de un cabello”, ilustró Zang. “Eso indicará de dónde provienen las partículas. Si son de la materia oscura sabremos la ubicación de la misma”.

La muestra del prototipo de las cargas de DAMPE ha sido llevada a CERN, la Organización Europea para Investigación Nuclear, en tres ocasiones para la calibración de rayos, la prueba de una buena “espada”.

MARCANDO EL CAMINO

Fan Yizhong de 38 años de edad es el subjefe de diseño del sistema de aplicación científica de DAMPE. Él y su equipo son responsables de analizar las señales detectadas por DAMPE e identificar si son de materia oscura o de otro fenómeno astronómico interesante.

Cuando presentó la solicitud para un empleo en el observatorio en 2010 se le pidió que se incorporara a la investigación de la materia oscura porque el programa DAMPE estaba bajo deliberación.

Desde entonces ha estado obsesionado con la materia oscura. “Realmente es misteriosa. Lo que me atrae más es que no sabemos prácticamente nada de ella”, comenta Fan.

El investigador está convencido de que el satélite puede hacer algunos hallazgos emocionantes ya sea sobre la materia oscura o sobre otro fenómeno astronómico, lo que conducirá finalmente a atrapar al fantasma del universo.

Satélite chino de materia oscura concluye misión de prueba en órbita

2016-03-21 15:00:32  CRI

La Academia de Ciencias de China (ACCh), dijo el viernes pasado que el primer satélite de detección de materia oscura de China completó tres meses de prueba en órbita, y se espera que los hallazgos iniciales se tengan a fines de este año.

El satélite Explorador de Partículas de Materia Oscura (Dampe) “Wukong” detectó 460 millones de partículas de alta energía en un vuelo de 92 días, y envió de regreso a la Tierra cerca de 2,4 terabytes de datos duros, dijo el científico en jefe de Dampe, Chang Jin.

Lanzado el 17 de diciembre de 2015 en un cohete Gran Marcha 2-D, el “Wukong” fue entregado hoy al Observatorio Montaña Púrpura de la ACCh.

Las cuatro partes principales de la carga –un detector de red centelleante plástico, un detector de red de silicio, un calorímetro BGO y un detector de neutrones– funcionaron satisfactoriamente. El satélite completó la serie total de pruebas, y sus indicadores técnicos alcanzaron o superaron las expectativas.

El “Wukong” fue diseñado para una misión de tres años. Explorará el espacio sin parar en todas direcciones en los dos primeros años y después, en el tercero, se enfocará en áreas donde es más probable observar materia oscura.

El Satélite Explorador de Partículas de la Materia Oscura (DAMPE, por sus siglas en inglés), bautizado “Wukong” por el nombre en chino mandarín del personaje del Rey Mono de la obra clásica china “Viaje al Oeste”, fue lanzado el 17 de diciembre de 2015 a bordo de un cohete Gran Marcha 2-D desde el Centro de Lanzamiento de Satélites de Jiuquan.

Al igual que el Rey Mono, que puede ver a través de los objetos con sus ojos penetrantes, el satélite tiene los detectores más sensibles y precisos, especialmente diseñados para la materia oscura, que comenzaron a trabajar una semana después de que entrara en una órbita sincrónica al sol.

El científico jefe del DAMPE y subdirector del Observatorio de la Montaña Púrpura, Chang Jin, señaló que Wukong ha recogido más de 100 millones de partículas de alta energía, incluidos protones, partículas alfa y de rayos cósmicos y nucleidos.

Los científicos buscarán electrones de alta energía y rayos gamma entre dichas partículas, puesto que podrían ser residuos de la aniquilación o desintegración de materia oscura.

“Ahora la carga parece perfecta, pero no es suficiente. Si la calibración va bien, las señales que buscamos surgirán de entre los datos”, dijo Chang.

La carga tiene cuatro partes principales: un detector de escintiladores en matriz de plástico, un detector de silicio en matriz, un calorímetro BGO y un detector de neutrones. En conjunto comprenden aproximadamente 76.000 detectores menores.

El diseñador jefe de aplicación científica de DAMPE, Wu Jian, explicó que la carga fue diseñada con una precisión muy alta, pero colisionar con rayos cósmicos cambiará el rendimiento de los detectores, por lo que necesitan calibración constante.

Wukong envió unos 20 GB de datos al día. El diseñador del subsistema de procesamiento de datos avanzado de DAMPE, Zang Jingjing, dijo que todos los datos serán analizados por un computador especial equipado con 128 CPU con 10 núcleos.

“Después de la calibración, los detectores recogerán los datos más útiles y eliminarán ruidos de las señales. Eso nos ahorrará mucho tiempo”, dijo Zang.

La materia oscura, que no emite ni refleja radiación electromagnética que pueda ser observada directamente, es uno de los grandes misterios de la ciencia moderna. Explorar la materia oscura podría dar a los científicos una mejor comprensión del pasado y el futuro de las galaxias y el universo, y podría revolucionar los campos de la física y de la ciencia espacial.

Wukong está diseñado para llevar a cabo una misión de tres años, pero los científicos esperan que pueda durar cinco años. Rastreará el espacio sin interrupciones en todas las direcciones durante los dos primeros años y luego se centrará en las áreas en las que sea más probable que se observe la materia oscura. Los resultados iniciales serán publicadas en el segundo semestre de este año.

LISA Pathfinder

LISA Pathfinder

Model of the LISA Pathfinder spacecraftlisa1

Mission type: Technology demonstrator

Operator: ESA[1]

Website: sci.esa.int/lisa-pathfinder/

Mission duration: Nominal: 1 year[1] (with sufficient Cold Gas for mission extension)

Manufacturer: Airbus Defence and Space

Launch mass: 1,910 kg (4,210 lb)[1]

BOL mass: 480 kg (1,060 lb)[2]

Dry mass: 810 kg (1,790 lb)

Payload mass: 125 kg (276 lb)

Dimensions: 2.9 m × 2.1 m (9.5 ft × 6.9 ft)

Launch date: 04:04:00 UTC, December 3, 2015[3][4][5]

Rocket: Vega

Launch site: Kourou ELV

Contractor: Arianespace

Reference system: Sun–Earth L1

Regime: Lissajous orbit

Periapsis: 500,000 km (310,000 mi)

Apoapsis: 800,000 km (500,000 mi)

Inclination: 60 degrees

Epoch: Planned

Transponders

Band: X band

Bandwidth: 7 kbit/s

Instruments: ~36.7 cm Laser interferometer

LISA Pathfinder o SMART-2 (Small Missions for Advanced Research in Technology) es un satélite de la Agencia Espacial Europea destinado a validar las tecnologías que se utilizarán en la futura misión LISA. El objetivo de LISA es observar ondas gravitacionales mediante un grupo de 3 satélites aplicando técnicas de interferometría láserlisa11 que requieren mediciones de alta precisión. Concretamente, LISA Pathfinder debe permitir validar los acelerómetros capacitivos, los micro-aceleradores, los compensadores de empuje y los bancos ópticos.

Futuro observatorio de ondas gravitatorias eLISA (ESA).

Objetivos

LISA Pathfinder debe validar el sistema de pilotaje mediante compensación de empuje, el rendimiento esperado del cual es de 10-14 ms-2Hz-1/2 y que no puede ser validado en la Tierra debido a la fuerza de la gravedad. Concretamente los objetivos del satélite LISA Pathfinder son:3

  • demostrar que una masa de prueba se puede colocar en caída libre
  • validar la operación del interferómetro láser con un espejo en caída libre
  • comprobar la fiabilidad respecto al tiempo de los micropropulsores, los láseres y la óptica en un ambiente espacial.

El objetivo de LISA Pathfinder es validar las tecnologías que se usarán en el futuro observatorio de ondas gravitatorias eLISA (evolved Laser Interferometer Space Antenna), cuyo lanzamiento está previsto para 2034. Este observatorio usará tres naves en formación para crear un interferómetro láser capaz de detectar ondas gravitatorias de gran longitud de onda que, de acuerdo con la relatividad general, son generadas por todo tipo de fenómenos astronómicos (agujeros negros binarios, supernovas, etc.). Estas ondas todavía no se han detectado directamente y su estudio nos abrirá una nueva ventana al Universo que revolucionará la física, astronomía y cosmología modernas.

Características técnicas

LISA Pathfinder tiene una masa total de 1910 kg, incluyendo el módulo de propulsión con 1100 kg de ergoles líquidos para situar a LISlisa2A Pathfinder en su órbita de trabajo y el satélite científico propiamente dicho con una masa de 420 kg. El satélite embarca un único instrumento denominado desarrollado para ESA por parte de un consorcio de países europeos denominado LTP (LISA Technology Package) el cual contiene dos masas de prueba con la forma de cubos de 46 mm de lado y que deben servir a la vez de espejo para el interferómetro y de referencia inercial para el sistema de control de posición. El LTP es un modelo reducido del interferómetro de LISA: mientras que la distancia entre los espejos será de 5 000 000 de kilómetros para LISA, para LISA Pathfinder será solamente de 35 cm. El DFACS es el sistema de control de la posición del satélite y se encarga de la compensación de todas las fuerzas que actúan sobre el satélite que no sean la de la gravedad, como por ejemplo la presión de radiación. Utiliza propulsores de gas desarrollados para la misión GAIA (junto con propulsores coloidales desarrollados por NASA) y mantiene el satélite alrededor de un punto de referencia en caída libre.

Ya está en órbita LISA Pathfinder, el prototipo de detector de ondas gravitatorias (Vega VV06)

La contribución nacional, liderada por el Grupo de Astronomía de Ondas Gravitacionales 4 del Instituto de Ciencias del Espacio, crucial para la consecución de los objetivos de la misión, consiste en:

  • Sensores térmicos y magnéticos de bajo ruido en la banda de interés (1 a 30 mHz).
  • Actuadores térmicos y magnéticos de precisión.
  • Monitor de Radiación.
  • El ordenador encargado del control del LTP así como de su programación.

Desarrollo de la misión

El satélite será inyectado por el cohete europeo Vega en una órbita baja elíptica de 200 × 1620 kilómetros con una inclinación de 5,3 °. Utilizando sus propios motores, que proporcionarían un delta-V de 3,1 km/s, LISA Pathfinder debe aumentar la altura de su apogeo quince veces y después de 3 semanas escapar de la atracción gravitatoria de la Tierra y situarse cerca del punto de Lagrange L1 del sistema Sol-Tierra, en una posición casi estable a 1 500 000 kilómetros de la Tierra. El módulo de propulsión es eyectado antes de la llegada a L1. LISA Pathfinder comienza entonces sus operaciones científicas con una duración prevista de 6 meses dibujando una Curva de Lissajous alrededor de L1.5

Daniel Marín 3 dic 15lisa3

La Agencia Espacial Europea ha lanzado hoy día 3 de diciembre de 2015 a las 04:04 UTC el satélite LISA Pathfinder, un prototipo de detector de ondas gravitatorias que es todo un prodigio de la tecnología moderna. Curiosamente, la fecha del lanzamiento casi coincide con el centenario de la publicación de la relatividad general de Einstein, el marco teórico que dio origen a las ondas gravitatorias. El despegue tuvo lugar desde la rampa ELV de la Guayana Francesa y la misión fue la VV06 (Vol Vega 006). La órbita inicial fue de 205 x 1540 kilómetros de altura y una inclinación de 5,96º. Con esta misión concluye la fase de desarrollo del cohete Vega (VERTA), que ya ha puesto en órbita 16 satélites.

LISA Pathfinder en 2011 durante las pruebas de vacío (ESA).

LISA Pathfinder ha sido construido usando la plataforma PLA937 y tiene forma octogonal, con unas dimensiones de 231 centímetros de diámetros y 96 centímetros de altura. El panel solar tiene una superficie de 2,8 metros cuadrados y es capaz de generar un mínimo de 650 W. Con el módulo de propulsión, construido a partir de la plataforma E2000 y con una masa de 1423 kg, su diámetro es de 2,429 metros y 3,137 metros de altura.lisa4

La carga útil

LISA Pathfinder llevará dos módulos de ensayo: el paquete LISA Tecnología (LTP), proporcionado por los institutos y la industria europea, y el Sistema de Reducción de Perturbaciones (DRS), proporcionado por la NASA.

El conjunto del núcleo LISA paquete de tecnología y sensores inerciales

 La LTP representa un brazo del (futuro) LISA interferómetro, en el que la distancia entre las dos masas de prueba se reduce de 5 millones de kilómetros a 35 centímetros. Al igual que en LISA, las masas de prueba cumplen una doble función: sirven como espejos para el interferómetro y como referencia inerciales para el sistema de control sin arrastre. La LTP también contiene los mecanismos para retener y liberar las masas de prueba, para descargar toda la carga se acumule en las masas de prueba o carcasa del electrodo y para inyectar y medir los efectos de las perturbaciones térmicas y magnéticas en el sistema.

 El Sistema de Reducción de Perturbaciones (DRS) es un sistema suministrado por la NASA, lo que contribuye a los objetivos de la misión LISA Pathfinder y utiliza la LTP Europea. La DRS se compone de dos grupos de propulsores coloidales que utilizan gotas ionizados de una solución coloidal acelerado en un campo eléctrico para proporcionar micro-propulsión, y software de control libre de arrastre que reside en un equipo dedicado. El DRS utilizará la información de los sensores de la LTP (masas de prueba posición y actitud) para controlar la actitud de la nave espacial con un software independiente, libre y arrastre y utilizará los propulsores coloidales como actuadores.

LISA Pathfinder tiene como objetivo probar los sensores inerciales, la técnica de interferometría láser y los micropropulsores que empleará eLISA u otros observatorios de ondas gravitatorias similares en el futuro. El núcleo de LISA Pathfinder es el instrumento LTP (LISA Technology Package) con dos pequeños cubos (TM1 y TM2) de 46 milímetros de arista y 1,96 kg cada uno hechos de una aleación de 73% oro y 27% platino. Estas dos masas de prueba flotan separadas entre sí 38 centímetros y en medio se encuentra un banco óptico con un interferómetro capaz de medir la distancia exacta enlisa5tre ambas con una asombrosa precisión, inferior a 0,01 nanómetros. La fuerza equivalente al peso de una bacteria sobre una de las masas podría desequilibrar todo el experimento.

Una de las masas de LISA Pathfinder (derecha) con el contenedor dotado de electrodos alrededor (izquierda) (ESA).

La luz láser del interferómetro rebota en la superficie de las caras de los dos cubos, uno de los cuales, el denominado máster, se considera la referencia del sistema. La nave debe emplear un avanzado sistema de control y guiado para mantenerse estable en todo momento con respecto a esta masa. De esta forma, si alguna onda gravitatoria pasase a través del sistema causaría la distorsión del espacio-tiempo local y alteraría la distancia elisa6ntre las masas de forma minúscula, pero detectable por el interferómetro láser. El interferómetro está instalado en un bloque de 20 x 20 centímetros de cerámica Zerodur y cuenta con 22 superficies ópticas para comparar la longitud de dos haces láser, uno que se refleja entre las dos caras de los cubos y otro que recorre el interior del banco óptico.

Interferómetro de LISA Pathfinder (ESA).

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Detalle de los caminos ópticos del interferómetro (ESA).

LISA Pathfinder no será capaz de detectar ninguna onda gravitatoria porque la distancia entre los dos cubos es demasiado pequeña, pero el observatorio eLISA usará tres vehículos separados entre sí un millón de kilómetros aproximadamente (es decir, el instrumento LTP de LISA Pathfinder es una versión reducida de uno de los brazos de eLISA). El interferómetro de eLISA tendrá una precisión superior al de LISA Pathfinder y podrá detectar ondas gravitatorias generadas por los sucesos más violentos del Universo.

lisa8Camino óptico de los láseres del interferómetro (ESA).

Ondas gravitatorias generadas por distintos fenómenos del Universo (NASA).

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Lograr que las dos masas permanezcan fuera de la influencia de aceleraciones externas no es nada sencillo, incluso en el espacio. LISA Pathfinder debe proteger las masas de la presión de radiación solar, el viento solar e incluso de micrometeoros. Además, las masas flotarán dentro de la nave sin contactos mecánicos, interferencias electromagnéticas o térmicas, e incluso se ha tenido en cuenta la débil fuerza gravitatoria entre las masas y el propio satélite. Para compensar estas fuerzas externas, LISA Pathfinder usará tres grupos propulsores a base de nitrógeno con un empuje del orden de micronewtons desarrollados originalmente para el observatorio Gaia. En principio debían haberse usado unos propulsores más avanzados (FEEP), pero el retraso en su desarrollo obligó a su sustitución.

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Detalle de uno de los conjuntos de micropropulsores coloidales suministrados por la NASA (ESA).lisa12

Comprobar el correcto funcionamiento de estos delicados propulsores es otro de los objetivos primarios de la misión. El satélite deberá llevar a cabo hasta diez de estas micromaniobras cada segundo para mantenerse estable con respecto a la masa máster. Además de este sistema de propulsión de alta precisión, el segundo ‘instrumento’ de LISA Pathfinder es el DRS (Disturbance Reduction System) de la NASA (misión NASA ST7), que también incluye dos conjuntos de micropropulsores del orden de micronewtons. En vez de gas, el DRS de la NASA usará un sistema coloidal consistente en impulsar pequeñas gotas de líquido mediante un campo eléctrico.

LISA Pathfinder incluye un módulo de propulsión que será el encargado de situar el módulo científico -la nave propiamente dicha- en una órbita de halo de 500 000 x 800 000 kilómetros alrededor del punto de Lagrange L1 del sistema Tierra-Sol. La misión de LISA Pathfinder tendrá una duración de 270 días, que incluirá 90 días de viaje hasta L1 y 180 días de operaciones técnicas. Se espera que las masas de prueba, sujetas durante el lanzamiento y viaje a L1, sean liberadas a partir del próximo mes de febrero.

LISA Pathfinder acoplada al módulo de propulsión (ESA).lisa14lisa13

Maniobras de LISA Pathfinder para llegar a L1 (ESA).

La nave se comunicará con la Tierra entre seis y ocho horas al día usando la antena de 35 metros de Cebreros, España. Los centros de control de la misión serán el ESOC (European Space Operations Centre) de Darmstadt y el ESAC (European Space Astronomy Centre) de Madrid. En esta misión ha participado el Instituto de Ciencias del Espacio (IEEC-CSIC), la Universitat Politècnica de Catalunya y la Universitat Autònoma de Barcelona.

LISA Pathfinder nació en 1998 como ELITE (European LIsa Technology Experiment), un satélite experimental en órbita geoestacionaria. En 2000 esta propuesta evolucionó hasta LISA Pathfinder, que sería aprobada dentro del marco de la segunda misión SMART (Small Missions for Advanced Research in Technology) de la ESA. En principio el lanzamiento estaba previsto para 2010. Por su parte, el observatorio LISA original fue cancelado en 2011 después de que la NASA se retirase del proyecto,lisa15 de ahí que ahora se le denomine eLISA. eLISA contará con un interferómetro con dos brazos -en vez de los tres de LISA-, de tal modo que las tres naves estén separadas un millón de kilómetros entre sí (un avance considerable con respecto a los 38 cm de LISA Pathfinder). La ESA no descarta que la colaboración internacional permita añadir un tercer brazo interferométrico a eLISA.

lisa16Póster de la misión (Arianespace).

 Cohete Vega

El Vega es un pequeño cohete europeo de tres etapas de combustible sólido y una etapa superior de combustible líquido (fabricada en Ucrania). Tiene una longitud de 30 metros y un diámetro máximo de 3 metros, mientras que su masa al lanzamiento es de 139 toneladas. Es capaz de poner hasta 1500 kg en una órbita polar heliosíncrona (SSO) de 700 km de altura, 2500 kg en una órbita baja ecuatorial (LEO) de 200 km o mandar 2000 kg a la ISS.

Cohete Vega (Arianespace).lisa17

Configuración de lanzamiento (Arianespace).

LISA Pathfinder antes del lanzamiento:

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Inserción en la cofia:

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 LISA Pathfinder’s journey from launch to the L1 Sun-Earth Lagrangian point

 3 diciembre 2015

La misión LISA Pathfinder de la ESA despegó esta mañana a bordo de un lanzador Vega desde el Puerto Espacial Europeo en Kourou, Guayana Francesa, comenzando su misión para probar las tecnologías que permitirán detectar ondas gravitatorias en el espacio.

Las ondas gravitatorias son ondulaciones en el tejido espacio-temporal, predichas por Albert Einstein hace un siglo en su teoría general de la relatividad, publicada el 2 de diciembre de 1915.

La teoría de Einstein plantea que estas fluctuaciones de carácter universal estarían generadas por la aceleración de cuerpos masivos. No obstante, sus efectos son tan pequelisa25ños que todavía no se han podido detectar de forma directa. Por ejemplo, las ondas emitidas por una pareja de agujeros negros provocarían una elongación menor al tamaño de un átomo en un objeto de un millón de kilómetros de longitud.

LISA Pathfinder probará la tecnología necesaria para detectar las ondas gravitatorias en el espacio. En su interior transporta dos cubos idénticos de una aleación de oro y platino, de 46 milímetros de lado y separados entre sí 38 centímetros, que se mantendrán aislados de todas las fuerzas internas y externas con una única excepción: la gravedad.

El objetivo de la misión es mantener a estos dos cubos en la caída libre más perfecta jamás lograda en el espacio, monitorizando su posición con un nivel de precisión extraordinario. Este experimento sentará las bases de los futuros observatorios espaciales de ondas gravitatorias.

Estas futuras misiones trabajarán de forma conjunta con los observatorios en tierra, que ya están buscando estas elusivas fluctuaciones cósmicas. Los sensores en tierra y en órbita son capaces de detectar distintos tipos de ondas gravitatorias, por lo que la combinación de sus datos permitiría estudiar de una forma completamente diferente algunos de los fenómenos más energéticos del Universo.

LISA Pathfinder en órbita baja

El lanzador Vega despegó a las 04:04 GMT (05:04 CET). Unos siete minutos más tarde la etapa superior se encendió por primera vez para situar a LISA Pathfinder en una órbita baja, que se estabilizó con un segundo encendido una hora y cuarenta minutos después del despegue.

El satélite se separó de la etapa superior del lanzador a las 05:49 GMT (06:49 CET). El equipo del centro de operaciones de la ESA en Darmstadt, Alemania, tomó el control de LISA Pathfinder instantes después.

A lo largo de las próximas dos semanas, el satélite utilizará sus propios medios de propulsión para elevar el punto más alto de su órbita con una serie de seis encendidos.

El último encendido impulsará al satélite hacia su órbita operacional en torno a un punto virtual del espacio conocido como L1, situado a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra en dirección al Sol.

LISA Pathfinder in space

7 junio 2016

La misión LISA Pathfinder de la ESA ya ha demostrado la tecnología necesaria para construir un observatorio de ondas gravitatorias en el espacio. Ésa ha sido la conclusión extraída de la presentación de resultados de la misión celebrada en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC). La demostración de la tecnología necesaria para una futura misión de detección de ondas gravitatorias desde el espacio ha sido un éxito y, en palabras de Favio Favata, jefe de la Oficina de Coordinación del Directorado de Ciencia de la ESA, Europa entra en un campo nuevo, innovador y muy avanzado.

Tras solo dos meses de operaciones científicas, los resultados muestran que los dos cubos alojados en la nave se encuentran en caída libre, bajo la influencia exclusiva de la gravedad y sin someterse a otras fuerzas externas, con una precisión más de cinco veces mayor de lo exigido inicialmente.

En un artículo publicado hoy en Physical Review Letters, el equipo de LISA Pathfinder demuestra que las masas de prueba son prácticamente inmóviles una respecto de la otra, con una aceleración inferior a una diez millonésima de mil millonésima de la gravedad terrestre.

La demostración de las tecnologías clave de la misión abre la puerta al desarrollo de un gran observatorio espacial, capaz de detectar ondas gravitatorias procedentes de una gran variedad de objetos exóticos en el Universo.

LISA Pathfinder performance

Predichas por Albert Einstein hace un siglo, las ondas gravitatorias son ondulaciones en el tejido espacio-temporal que se mueven a la velocidad de la luz y que está causadas por la aceleración de objetos masivos.

Pueden ser generadas, por ejemplo, por supernovas, fuentes binarias de estrellas de neutrones girando unas alrededor de las otralisa32s, y parejas de agujeros negros emergentes.

No obstante, incluso partiendo de estos potentísimos objetos, en el momento de llegar a la tierra estas fluctuaciones espacio-temporales prácticamente han desaparecido, reduciéndose a menos de una cienmillonésima de billonésima parte.

Es necesario disponer de tecnologías muy avanzadas para registrar estos minúsculos cambios, por lo que las ondas gravitatorias no fueron detectadas de forma directa por primera vez hasta septiembre de 2015, cuando fueron captadas por el Observatorio de interferometría láser de ondas gravitatorias (LIGO).

Durante este experimento se vio la señal característica de dos agujeros negros, cada uno con una masa unas 30 veces mayor a la del Sol, girando mientras se acercaban durante los 0,3 segundos finales antes de unirse para formar un único objeto más masivo.

Las señales detectadas por LIGO tienen una frecuencia de unos 100 Hz, pero las ondas gravitatorias se extienden por un espectro mucho mayor. En particular, las oscilaciones de frecuencia más baja están asociadas a eventos aún más exóticos, como la fusión de agujeros negros supermasivos.

Con masas hasta miles de millones de veces mayores a la del Sol, estos agujeros negros gigantes se encuentran en el centro de galaxias masivas. Cuando dos galaxias colisionan, estos agujeros negros acaban por confluir, expulsando grandes cantidades de energía en forma de ondas gravitatorias a lo largo del proceso, alcanzando máximos en los úl

ASTROSAT

ASTROSAT

El primer observatorio espacial de ondas múltiples de India.astrosat1

India a su manera es una potencia espacial, lanzando distintos tipos de satélites, hace tiempo que ha llegado una sonda espacial a Marte, y ahora ha lanzado el pasado 28 de septiembre, su primer observatorio espacial de ondas múltiples –ASTROSAT – con total éxito, este lanzamiento ha sido usado no solo para lanzar a el observatorio ASTROSAT, sino también para llevar un total de 6 satélites mas de distintos clientes extranjeros, todo esto en una órbita de 644.6 km por 651.5 km, inclinado en un ángulo de 6° en el ecuador.

El lanzamiento tuvo lugar en el Satish Dhawan Space Center – SDSC SHAR – el 28 de septiembre a  las 10:00 am hora de India, a bordo de un cohete PSLV, siendo el vuelo PSLV-C30, es un cohete de 320 toneladas y 45 metros de altura, y 40 minutos después del despegue, ASTROSAT fue colocada con éxito en órbita al separarse con éxito de la cuarta etapa del PSLV, en los siguientes tres minutos posteriores, se coloco también con éxito, los seis satélites restantes.

Poco tiempo después del lanzamiento, los dos paneles solares de ASTROASAT se desplegaron en forma automática y desde el Centro de Control en el Complejo de Operaciones en Bangalore, se tomó el control a través de la telemetria de ASTROSAT.astrosat2

Para tener una comprensión mas detallada de nuestro universo es que fue construida ASTROSAT,  lo que hará este satélite es observar el universo en las regiones visibles, ultravioleta, rayos x de baja y alta energía del espectro electromagnético de forma simultanea pero con la ayuda de sus cincos cargas útiles.

astrosat3
Dos imágenes de la configuración científica de dicho observatorio espacial de India. ASTROSAT llevara a cabo:

. bajos a moderados resolución espectroscópica sobre una banda de energía de ancho, con el énfasis principal en el estudios de los objetos de rayos x que emiten.

. estudios de fenómenos periódico y no periódico en binarias de rayos x.
estudios de pulsaciones en los pulsares de rayos x.
. oscilaciones cuasi-periódicas, parpadeantes, y otras variaciones en binarias de rayos x.
. variaciones de intensidad a corto y largo plazo en los núcleos galácticos activos.
. estudios de desfase en los rayos x de baja, radiación ultravioleta, radiación óptica.
. la detección y el estudio de lo transitorios de rayos x.

La duración de la misión es de 5 años, trabajara a una altura de 650 kilómetros de la Tierra, en una órbita casi ecuatorial, el tiempo de observación abierta de ASTROSAT comenzara un año después de su lanzamiento, este observatorio espacial lleva cincos instrumentos, estos instrumentos van a cubrir la luz visible (320 a 530 nm), cerca UV (180 a 300 nm) lejos UV (130 a 180 nm), rayos x blandos (0,3-8kev y 2.10 keV), rayos x duros (3-80keV y de 10-150keV).

Centro de Misión y Operaciones de ISRO en Bangalore, India.astrosat4

Dije antes que este observatorio indio lleva 5 instrumentos que son los siguientes:

Telescopio de Imagen Ultravioleta (UVIT), realizara imágenes simultaneas en tres canales, 130-180nm, 180-300nm, y 320-530nm, en cada uno de los tres canales de una banda espectral se puede seleccionar a través de un conjunto de filtros montado en una rueda, y además para los dos canales ultravioleta de una rejilla se puede seleccionar en la rueda para hacer espectroscopia con una resolución de -100, el espejo primario diámetro del telescopio es de 40 cm.

Telescopio de Imágenes de Rayos x Blandos (SXT), emplea óptica de enfoque y una cámara CCD, en el plano focal para realizar imágenes de rayos x en la banda de 0,3 a 8,0 keV, la óptica consiste de 41 capas concéntricas de espejos de laminas cónicas recubiertas de oro en una configuración aproximada Wolter-I, área efectiva de 120 cm2, la cámara CCD plano focal será muy similar a la volado en SWIFT XRT, el CCD se hace funcionar a una temperatura de alrededor de – 80° para enfriamiento termoeléctrico.

Instrumento LAXPC, cubre temporizacion de rayos x y de baja resolución y estudios espectrales sobre una banda de energía ancha – 3-80keV – ASTROSAT utilizara de tres idénticos grandes contadores de co-alineado área de rayos x proporcionales – LAXPC – cada uno con una configuración multi-hilo multi-capa, y un campo de visión de 1° por 1°, el área efectiva del telescopio es de 6.000cm 2.

Sky Monotor de Barrido (SSM), consta de tres contadores de posición sensibles proporcionales, cada uno con una mascara de código de una sola dimensión, muy similar en diseño a la All Sky  monitor de la NASA RXTE, el contador proporcional lleno de gas tendrá alambres resistivos como ánodos, la relación de la carga de salida en ambos extremos del alambree proporcionara la posición de la interacción de rayos x,  proporcionando un plano de imagen en el detector, la mascara codificada, que consiste en una serie de hendiduastrosat5ras, proyecta una sombra sobre el detector, a partir del cual se deriva la distribución del brillo del cielo.

Monitor de Partículas Cargadas (CPM), se incluirá como parte de las cargas útiles ASTROSAT   para controlar el funcionamiento del LAXPC, SXT y SSM, a pesar de la inclinación orbital del satélite será de 8° o mas, en aproximación 2/3 de las órbitas, el satélite pasara un tiempo considerable  -de 15 a 20 minutos- en el Atlántico Sur – AEA – que tiene altos flujos de protones  de baja energía y electrones, la alta tensión se reducirá utilizando datos de CPM cuando el satélite entra en la región SAA, para evitar daños a los detectores así como para minimizar el efecto de envejecimiento en los contadores proporcionales.

El ASTROSAT en sus últimos preparativos antes de su lanzamiento, ASTRROSAT tiene sus paneles solares plegados.