Alpha Magnetic Spectrometer

Organization: AMS Collaboration

Mission Type: Cosmic ray

Host Satellite: International Space Station

Launch: 16 May 2011 08:56:28 EDT^[1][2][3] (13:56:28 UTC)

Launch vehicle: Space Shuttle Endeavour

Launch site: Kennedy Space Center LC 39A

Mission duration: 10 años o más^[2]

Lapso de tiempo de la misión: 5 años, 4 meses y 24 días

Masa: 6,717 kg (14,808 lb)

Consumo de potencia: 2000–2500 W

Webpage: AMS-02 homepage

Orbital elements (ISS)

Inclination: 51.6 degrees

Orbit: LEO

Min altitude: 341 km (184 nmi)

Max altitude: 353 km (191 nmi)

Period: ~91 minutes

El AMS-02 (AMS Collaboration).

Resumen previo:

AMS-02 es un experimento de física de partículas desde la Estación Espacial Internacional cuyo cometido es la medida precisa de rayos cósmicos hasta la carga del hierro. Dos docenas de instituciones de varios países, colaboran en su construcción y en la explotación de los datos. Su puesta en funcionamiento está prevista para el 2009, en una misión que durará más de 3 años. En esta tesis se analizan las capacidades de detección de rayos gamma de alta energía (1-100 GeV) de este instrumento, particularmente mediante el uso del detector de trazas de silicio. Para ello se ha recurrido a una simulación Montecarlo detallada a partir de la cual se han obtenido algunos parámetros de referencia: el área efectiva pico (500 cm2 a más de 10 GeV), la resolución energética (2-3% a 10 GeV) y la resolución angular (0.1 a 10 GeV) entre otros. También se han determinado estrategias de selección de la señal de rayos gamma frente la mucho más intensa de rayos cósmicos cargados. Estos resultados se han validado mediante una extensa prueba sobre un prototipo en el acelerador Protón-Sincrotrón en el CERN. En dicha prueba, haciendo uso de un haz de electrones produciendo rayos gamma en un blanco, se confirmaron las resoluciones angular y energética para rayos gamma en el rango de las bajas energías (1-7 GeV) donde se concentrará la mayor parte de la estadística, así como el rendimiento de la electrónica de vuelo y para la detección de electrones. Finalmente, se han utilizado los rendimientos hallados para extrapolar a diversos casos de astrofísica: el estudio de modelos de púlsares, estallidos de rayos gamma, el fondo difuso galáctico y la búsqueda de materia oscura supersimétrica.

AMS-02: el telescopio de rayos cósmicos

Daniel Marín 17 may 11

Han sido necesarios 16 años y dos mil millones de dólares para crear el instrumento científico más caro y complejo que haya volado jamás a la estación espacial internacional (ISS). La criatura responde al nombre de AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer 2) y ha sido construida gracias a la colaboración de 16 países -España incluida- y más de 50 instituciones distintas. El AMS-02 ha sido un instrumento polémico, tanto por su elevado coste como por su turbulenta historia. Fue cancelado por la NASA a raíz del accidente del Columbia en 2003, pero una resolución inaudita del mismísimo Congreso de los Estados Unidos obligó a la agencia espacial a incluir la misión STS-134 Endeavour con el fin de instalarlo en la ISS. ¿El objetivo de este carísimo instrumento?: desentrañar el misterio de la composición de los rayos cósmicos.

La importancia de los rayos cósmicos

Bajo el nombre genérico de rayos cósmicos se esconden todas aquellas partículas que llegan a nuestro planeta desde el exterior del Sistema Solar. Dependiendo de su origen, los científicos prefieren denominarlos GCR (Galactic Cosmic Rays) o EGC (Extragalactic Cosmic Rays), porque, como todo el mundo sabe, un acrónimo siempre transmite una mayor seriedad. “Rayos cósmicos” suena a algo salido de un episodio de los ‘Cuatro Fantásticos’, mientras que GCR transmite el aplomo que la ciencia de verdad necesita. En cualquier caso, cuando hablamos de rayos cósmicos casi siempre nos referimos a los GCR, ya que los ECR son una rareza cósmica. Se cree que la mayor parte de los GCR se originaron hace millones de años durante la explosión de alguna supernova, mientras que otros nacieron en las cercanías de alguna estrella de neutrones o agujero negro. Desde entonces han vagado por la Vía Láctea confinados por la acción del campo magnético galáctico. La mayoría de estas partículas son protones (un 90% aproximadamente) y partículas alfa (núcleos de helio, un 8%), pero el 2% restante está formado por núcleos pesados, electrones y partículas de antimateria (positrones y antiprotones). Y precisamente en el análisis de estas partículas de antimateria reside el principal interés del AMS.

Los rayos cósmicos chocan con las moléculas de la alta atmósfera para producir una cascada de partículas secundarias (AMS Collaboration). Como cualquiera que haya leído ‘Ángeles y demonios’ sabe, los científicos se pasan el día creando antimateria en los aceleradores de partículas. Aunque en realidad se trata de una cantidad claramente insuficiente para destruir ciudades o propulsar cohetes, la antimateria no es una sustancia exótica, ni mucho menos. Pero la antimateria cósmica es otro cantar. Algunos de los positrones (y antiprotones) que llegan a la Tierra desde las profundidades del cosmos podrían ser resultado de la aniquilación de partículas de materia oscura, esa misteriosa sustancia que forma el 23% del Universo pero que nadie sabe qué es.

La composición del Universo (AMS Collaboration).

De acuerdo con muchos modelos teóricos, las partículas de materia oscura fría (WIMPs) como el neutralino serían sus propias antipartículas. Por lo tanto, cuando dos partículas de materia oscura colisionan entre sí -un suceso relativamente poco frecuente-, generan rayos gamma que a su vez crean otras partículas secundarias, incluyendo positrones. Si somos capaces de medir la proporción entre el flujo de electrones y el de positrones cósmicos, podríamos en principio determinar de forma indirecta la masa de la(s) partícula(s) de materia oscura. Por supuesto, la materia oscura no es la única fuente posible de positrones cósmicos, ya que probablemente la mayoría se ha formado bien mediante la interacción de protones y núcleos pesados con el gas intergaláctico, bien por la acción de estrellas de neutrones.

Si los positrones son interesantes, los antiprotones lo son aún más. Poco después del Big Bang se formaron partículas de materia y de antimateria, un proceso conocido como bariogénesis. No obstante, no parece que existan regiones de nuestro Universo formadas por antimateria. Si las hubiese, observaríamos continuamente en el cielo potentes emisiones de rayos gamma procedentes de la aniquilación de las galaxias con las antigalaxias. Para evitar esta aparente paradoja, los científicos concluyeron hace muchos años que en el Universo primordial se formó más materia que antimateria cortesía de una violación en la simetría de las leyes físicas conocida como la asimetría carga-paridad (CP). Todo el Universo visible, incluidos nosotros mismos, sería el resultado de esa pequeña asimetría primigenia. Sin embargo, y pese a su popularidad, lo cierto es que la asimetría CP no es más que una explicación ad hoc y el misterio del desequilibrio primordial entre materia y antimateria sigue sin estar resuelto. Puede que no existan antigalaxias o antiestrellas, pero por lo que sabemos podrían existir perfectamente antiprotones primordiales viajando por el espacio. Es más, quizás existan hasta núcleos de antihelio o anticarbono formados poco después del Big Bang. O quizás no. Pero está claro que vale la pena estudiarlos, tanto si finalmente los descubrimos como si no.

AMS-02: una historia turbulenta

Determinar la naturaleza de la materia oscura, estudiar la antimateria primordial, analizar los fenómenos más violentos del Universo…parece claro que los detectores de rayos cósmicos son instrumentos con un enorme potencial científico. Entonces, ¿por qué hemos tenido que esperar al AMS para estudiar estos fenómenos? ¿Por qué no se han construido instrumentos similares en la Tierra? La respuesta es que sí lo hemos hecho, pero resulta muy difícil analizar los rayos cósmicos desde la superficie terrestre. Al chocar con las moléculas de la atmósfera, los rayos cósmicos generan una cascada de partículas secundarias que enmascaran la naturaleza original de las partículas incidentes. Por este motivo, los detectores de rayos cósmicos situados en la Tierra sólo son capaces de detectar las partículas más energéticas (por encima de 1 TeV). Las partículas con menos energía se pierden en el ruido de las partículas secundarias. Si queremos estudiar las codiciadas partículas de antimateria necesitamos un instrumento situado en el espacio.

Por supuesto, el AMS-02 no es el primer instrumento de este tipo que alcanza la órbita. Muchos otros han sido lanzados anteriormente (PAMELA, HEAT, etc.), pero la clave estriba en la sensibilidad excepcional de esta máquina. Determinar la naturaleza exacta de los rayos cósmicos es muy complicado, incluso estando en el espacio. Un método utilizado por la práctica totalidad de detectores situados en los aceleradores de partículas es emplear un potente imán para desviar la trayectoria de las partículas cargadas. De este modo, las partículas incidentes modificarán su trayectoria en función de su masa y velocidad al atravesar el campo magnético, lo que delata su naturaleza. Un instrumento de este tipo se denomina espectrómetro magnético. Sin embargo, si echamos un vistazo a cualquiera de los detectores situados en los aceleradores de partículas podremos entender por qué no se ha lanzado antes un instrumento de estas características. Los detectores de partículas son grandes y consumen cantidades ingentes de energía eléctrica, precisamente dos características que entran en conflicto con los requisitos más básicos de cualquier misión espacial.

A ver quién es el guapo que manda esto al espacio (CERN).

Aunque la idea de lanzar un gran espectrómetro magnético para estudiar los rayos cósmicos ha rondado la mente de los científicos desde los años 70, no sería hasta 1994 cuando el AMS vería la luz. Por entonces, Rusia y los Estados Unidos habían acordado fusionar sus proyectos de estaciones espaciales (Mir 2 y Freedom, respectivamente) para crear la estación espacial internacional. La ISS sería el proyecto espacial más caro y complejo de la historia y la NASA se lanzó a una frenética carrera para buscar aplicaciones científicas que justificasen la construcción de este laboratorio orbital. Pero con la excepción de los consabidos experimentos relacionados con la microgravedad, lo cierto es que la ISS no era la plataforma ideal para experimentos científicos. La mayoría de instrumentos astronómicos o de observación terrestre serían más útiles -y baratos- instalados en satélites convencionales.

Pero los destinos de la ISS y la investigación de los rayos cósmicos se cruzarían de la mano de Samuel Ting. Ting había ganado el premio Nobel de física en 1976 y creía firmemente en el uso de detectores espaciales que complementasen los aceleradores de partículas terrestres. Haciendo uso de sus influyentes contactos al más alto nivel, Ting presionó para que entre los instrumentos principales de la estación se incluyese un espectrómetro magnético al que denominó Alpha (el nombre no oficial de la ISS por aquella época). A diferencia de otros instrumentos científicos, un espectrómetro magnético funcionaría igual o mejor acoplado a la ISS que en vuelo libre. Además, su gran masa no sería un problema y los enormes paneles solares de la estación proporcionarían toda la energía eléctrica que el instrumento pudiese necesitar. De hecho, se determinó que el AMS saldría más barato acoplado a la ISS que como satélite independiente. La NASA aceptó encantada la propuesta de Ting y pasó a desarrollar el instrumento junto con el departamento de energía (DoE). Pronto se sumaron colaboraciones de varios países y el instrumento creció en complejidad al mismo tiempo que su coste se disparó hasta superar los 1500 millones de dólares.

Samuel Ting, investigador principal del AMS (DLR).

Se planearon dos misiones, la AMS-01 y la AMS-02. AMS-01sería un prototipo del instrumento definitivo que debería viajar en la bodega del transbordador espacial durante diez días y tendría un consumo de 700 W. AMS-02 sería el instrumento que estaría en el exterior de la ISS, con un consumo de casi 3 kW. El imán del AMS-01, la parte más crítica del aparato, sería permanente (“normalito”, vamos), pero el AMS-02 emplearía un imán superconductor capaz de generar un potentísimo campo magnético de 0,9 tesla (9000 gauss). La superconductividad tenía un alto precio, y es que el imán debía estar refrigerado por helio líquido, lo que limitaba su vida útil. Según el plan original, el AMS-02 sería instalado durante tres años en el exterior de la ISS hasta que el helio se agotase y el imán superconductor dejase de funcionar. Después sería retirado por el transbordador y traído de vuelta a la Tierra para una misión posterior.

Configuración inicial del AMS-02 (AMS Collaboration).

En 1999 comenzaría la construcción del AMS-02. De acuerdo con lo planeado, el AMS-02 viajaría a la ISS en 2002 a bordo de la STS-121, aunque la misión sufriría varios retrasos. Desgraciadamente, fue entonces cuando tuvo lugar la catástrofe del Columbia. Poco después, la NASA decidió que los transbordadores espaciales serían retirados en 2010. Sólo se lanzarían las misiones esenciales para terminar el montaje de la ISS, nada más. Después de tantos desvelos, el AMS-02 sería cancelado en 2005. Pero la historia no quedó ahí. Samuel Ting y los científicos del proyecto volvieron a presionar para forzar el retorno del AMS-02 al manifiesto de vuelo de la NASA. Contra todo pronóstico, en 2007 el Congreso de los Estados Unidos obligó a la agencia espacial a incluir una vez más el AMS-02 en sus planes.

Sin embargo, el proyecto debía revisarse. Se acordó eliminar el imán superconductor e incluir un imán permanente de “sólo” 0,13 tesla (1250 gauss o 4000 veces el campo magnético terrestre), una decisión que no estuvo exenta de polémica. De este modo, la vida del instrumento no estaría limitada a los tres años inicialmente previstos y podría permanecer en servicio entre diez y quince años, o lo que es lo mismo, hasta que el campo magnético del imán se volviese demasiado débil para ser útil. La precisión del instrumento a bajas energías se reduciría en un 10%, precisamente el rango más interesante desde el punto de vista científico. A cambio, el AMS-02 estaría más años en funcionamiento y, por lo tanto, podría detectar una mayor cantidad de partículas (en un factor de 2-6 veces más).

Instalando el imán permanente del AMS-02 (AMS Collaboration).

Características del campo magnético del imán permanente del AMS (AMS Collaboration).

En 2008 el AMS-02 recibiría la aprobación oficial y en 2009 la NASA incluyó una última misión en el programa del shuttle con el único objetivo de lanzar el AMS-02 hasta la ISS, misión que se denominó STS-134 (aunque finalmente la última misión del transbordador será la STS-135 Atlantis). Después de 16 años, el AMS-02 despegaría por fin el 16 de mayo de 2011 a bordo del Endeavour.

El imán superconductor refrigerado por helio finalmente cancelado (AMS Collaboration).

El AMS durante las pruebas en el ESTEC de la ESA (AMS Collaboration).

 AMS-02 en la bodega del transbordador Endeavour (NASA).

El AMS-02

El AMS-02 es un instrumento único capaz de detectar rayos cósmicos en el rango de energías de 0,5-2000 GeV. Es capaz de discriminar un núcleo de antihelio entre diez mil millones de núcleos de helio, así como medir la composición y el espectro de las partículas cargadas con una precisión del 1%. El imán permanente tiene unas dimensiones de 1,105 x 0,800 metros y una masa de 1200 kg. Está compuesto por 6000 bloques de una aleación de neodimio, hierro y boro.

Vista del AMS-02 y sus instrumentos (AMS Collaboration).

El papel de cada instrumento (AMS Collaboration).

El AMS-02 incorpora un total de ocho instrumentos:

Instrumento TRD (en negro) en la parte superior del AMS (AMS Collaboration).

• TRD (Transition Radiation Detector): al estar situado en la parte superior del AMS, se trata del primer instrumento que atravesarán las partículas antes de pasar por el imán. Permite distinguir entre las partículas ligeras y pesadas con la misma carga, lo que es fundamental para separar los protones de los positrones. Está compuesto por 328 módulos, cada uno de ellos con 16 celdas rellenas de xenón y dióxido de carbono. Si un electrón o un positrón atraviesa estas celdas, emitirá rayos X, mientras que un protón no lo hará. Contiene 5 kg de gas, el cual tardará 24 años como mínimo en filtrarse fuera del instrumento.

• ToF (Time of Flight Counters): es un instrumento formado por dos detectores en ambos extremos del AMS que permiten determinar la velocidad y dirección de las partículas incidentes siempre que éstas se muevan por debajo del 98% de la velocidad de la luz. Tiene una resolución temporal de 160 picosegundos.

Parte superior e inferior del ToF (AMS Collaboration).

• Sensores de silicio (Silicon Trackers): permiten determinar la trayectoria de las partículas mientras pasan por el AMS, una información vital para determinar su naturaleza.

Los detectores de silicio integrados con el imán principal (AMS Collaboration).

• TAS (Tracker Alignment System): se trata de un sistema de láseres que monitoriza constantemente la alineación de los detectores de silicio con una precisión superior a cinco micras.

TAS (AMS Collaboration).

• ACC (Anti-Coincidence Counter): permite determinar qué partículas entran en el AMS por los laterales en vez de por los extremos para así no tenerlas en cuenta en los datos.

El ACC está en el lateral del AMS (AMS Collaboration).

• RICH (Ring Imaging Cherenkov Detector): calcula la velocidad de las partículas incidentes midiendo la radiación Cherenkov emitida. Ha sido construido con colaboración española.

RICH (AMS Collaboration).

• ECAL (Electromagnetic Calorimeter): permite determinar la energía de las partículas incidentes. Está formado por un bloque de plomo en varios niveles con miles de fibras ópticas en su interior.

Uno de los “ladrillos” de ECAL (AMS Collaboration).

• Sensores estelares y GPS: determinan la posición exacta del AMS con respecto a la ISS y la Tierra.

 España ha invertido 11,4 millones de euros en el AMS-02 colaborando en la construcción del instrumento RICH, un esfuerzo que ha sido canalizado por el Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT) y el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).

Como hemos visto, AMS-02 será capaz de discriminar entre distintos candidatos a materia oscura (por ejemplo, neutralinos o bosones de Kaluza-Klein) midiendo el flujo de positrones. En caso de no detectar ningún exceso de positrones, probablemente habría que revisar los modelos actuales de materia oscura. Por otro lado, quizás la contribución científica más importante a largo plazo del AMS-02 será establecer un límite a la cantidad de antimateria primordial existente en la actualidad. Además de investigar la materia oscura y la antimateria primigenia, AMS-02 podrá detectar posibles partículas de “materia extraña” (strangelets).

Lugar que ocupará el AMS-02 en el exterior de la ISS (NASA).

El AMS-02 promete revolucionar la física moderna y se ha convertido en la gran esperanza de aquellos que quieren ver en la ISS una plataforma científica de primer orden. Pero según sus numerosos críticos, con los más de dos mil millones de dólares que ha costado este instrumento se podrían haber lanzado muchas otras misiones espaciales, tanto o más interesantes. Dentro de unos años sabremos si todo este esfuerzo ha valido la pena. Quién sabe, a lo mejor sí que existen las antigalaxias.

Más información:

• AMS-02 Collaboration.
• Status of the AMS experiment, A. Kounine (ArXiV, 27 de septiembre de 2010).
• AMS-02 (IAC).

La comunidad de física discute los últimos resultados del experimento AMS

15/04/2015

Los resultados del Espectrómetro Magnético Alfa (AMS, por sus siglas en inglés), situado en la Estación Espacial Internacional (ISS), centran el encuentro AMS Days at CERN, que reúne a muchos de los físicos teóricos más importantes y a los investigadores principales de algunos de los mayores experimentos mundiales en el campo de la física de rayos cósmicos (IceCube, Observatorio Pierre Auger, Fermi-LAT, H.E.S.S. y CTA, Telescope Array, JEM-EUSO e ISS-CREAM).

El principal objetivo del encuentro científico es comprender las conexiones de los resultados de AMS y los de estos otros grandes experimentos de rayos cósmicos con las teorías actuales. Los últimos resultados (publicados y por publicar) de AMS serán presentados por miembros de la colaboración internacional del experimento durante los tres días que dura el evento. Entre ellos se encuentran investigadores del CIEMAT, que lidera la participación española en AMS. La conferencia puede seguirse por webcast.

 AMS es el único gran experimento de física de partículas en la ISS. Durante sus cuatro primeros años en órbita, AMS ha recogido más de 60.000 millones de rayos cósmicos (electrones, positrones, protones, antiprotones y núcleos de helio, litio, boro, carbón, oxígeno…) de energías que superan los varios teraelectronvoltios. Como carga externa de la ISS hasta al menos 2024, AMS continuará acumulando y analizando un creciente volumen de datos a las más altas energías que, junto a un profundo conocimiento del detector y de los errores sistemáticos, proporcionarán información de gran valor. 

Los resultados de AMS en la fracción de positrones, el espectro de electrones, el espectro de positrones y de ambos combinados son compatibles con colisiones de materia oscura y no pueden explicarse mediante modelos existentes de colisiones de rayos cósmicos ordinarios. Hay muchos nuevos modelos teóricos que muestran que los resultados pueden explicarse mediante nuevas fuentes astrofísicas (cómo púlsares) o mediante nuevos mecanismos de aceleración y propagación (como los remanentes de supernovas).

Las últimas medidas de AMS de la fracción de positrones, el cociente antiprotón/protón, el comportamiento de los flujos de electrones, positrones, protones, helio y otros núcleos proporciona información precisa e inesperada. La precisión y características de los datos, procedentes de muchos tipos distintos de rayos cósmicos, requieren un modelo integral para determinar si su origen es la materia oscura, fuentes astrofísicas, mecanismos de aceleración o una combinación.

“Estoy muy contento de que tantos científicos importantes estén interesados en los resultados de AMS y asistan al CERN para este encuentro”, dijo Samuel Ting, portavoz de AMS y Premio Nobel de Física en 1976. “Los resultados inexplicados estimulan a la comunidad de física, tanto a los teóricos como a los experimentales. Pueden ser una puerta a un nuevo descubrimiento, o a un nuevo misterio”, dijo el Director General del CERN, Rolf Heuer.

Siglas de Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy (SOFIA) es un avión Boeing 747SP de la NASA modificado para trasportar un telescopio reflector de 2,5 metros construido por la agencia espacial alemana DLR. Vuela a una altitud de unos 13 km y efectúa observaciones en el infrarrojo entre longitudes de onda de 0,3 y 1600 μ {\displaystyle \mu } m.

Organización

Agencia espacial alemana DLR

Coordenadas: 34°55′23″N 117°53′06″O

Altitud: 13 000 m

Longitud de onda: infrarrojo entre 0,3 y 1600 μ {\displaystyle \mu } m.

Fecha de construcción: diciembre de 2009.

Primera observación: mayo de 2010.

Diámetro: 2,5 m

Tipo de montaje: Telescopio reflector con apertura de 2,5 m montado a bordo de un Boeing 747SP de la NASA modificado.

Sitio web: SOFIA en la página de la DLR

SOFIA busca los secretos del nacimiento de los planetas

Imagine cortar puertas rectangulares en el costado de un avión 747, instalar un telescopio de 17 toneladas y volar a la estratosfera para resolver uno de los misterios más grandes de la astronomía. Eso es lo que la NASA y el Centro Aeroespacial Alemán planean hacer con el observatorio aéreo de vanguardia llamado SOFIA.

Noviembre 19, 2009: No siempre se necesita un cohete para hacer ciencia de cohetes. Algunas veces, un simple avión alcanza —un simple avión Boeing 747 que transporte un telescopio de 17 toneladas y 2,7 metros (9 pies) de ancho, llamado SOFIA.

SOFIA, que es el nombre abreviado en idioma inglés de Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (Observatorio Estratosférico para Astronomía Infrarroja, en idioma español), observará el universo mientras se desliza a través de la estratosfera a 13.700 metros (45.000 pies) de altura. Cuando comience sus operaciones el año próximo, será el observatorio aéreo más grande y avanzado del mundo.

Derecha: El observatorio infrarrojo SOFIA 747SP, de la NASA, sobrevuela su hogar: las Instalaciones de Operaciones de Aeronaves Dryden (Dryden Aircraft Operations Facility, en idioma inglés), en Palmdale, California. Crédito de la imagen: NASA/Jim Ross.

“SOFIA está preparado para lograr resultados científicos espectaculares”, dice la científica del proyecto Pamela Marcum. “Por ejemplo, este telescopio nos ayudará a averiguar cómo se forman los planetas y cómo llegó a existir nuestro propio sistema solar”.

Y, como es un observatorio móvil, puede volar a cualquier lugar, a cualquier hora. SOFIA se puede ubicar en una determinada posición para capturar eventos astronómicos especialmente interesantes, tales como ocultaciones estelares (cuando objetos celestes cruzan frente a estrellas localizadas en el fondo), mientras que los telescopios en tierra, ubicados en posiciones geográficas “incorrectas” en la superficie de la Tierra, se pierden el espectáculo. SOFIA volará por arriba del velo de vapor de agua¹ que rodea a la Tierra con el fin de lograr una mirada amplia del cosmos.

Abajo: (Izquierda) El telescopio infrarrojo de 2,5 metros, de SOFIA, mira hacia afuera de su cavidad, en la parte trasera del fuselaje. (Derecha) Una toma de cerca del ensamblaje del telescopio construido en Alemania. Crédito de la imagen: NASA/Tom Tschida. Imágenes ampliadas: #1, #2.

Si bien nuestra galaxia está repleta de sistemas planetarios, los astrónomos no saben exactamente cómo se forman. Esto se debe a que los telescopios comunes no pueden ver a través de las gigantes y densas nubes de gas y polvo que dan origen a los planetas. Usando longitudes de onda infrarroja, SOFIA puede penetrar la bruma y observar el proceso de nacimiento —mostrando a los científicos cómo se juntan las moléculas para construir mundos.

“SOFIA será capaz de localizar la ‘línea de hielo planetaria’ donde el vapor de agua se convierte en hielo en el disco de polvo y gas que hay alrededor de las estrellas jóvenes”, dice Marcum. “Eso es importante porque pensamos que allí es donde se forman los gigantes gaseosos. Los núcleos planetarios más masivos son más comunes [en las cercanías de la línea de hielo] porque las condiciones son las mejores para formar rocas y también hielo”. (Partículas de hielo pegajosas ayudan a formar planetas de igual manera que ayudan a formar una bola de nieve para lanzar a un amigo desprevenido.)

“Una vez que se forma un núcleo lo suficientemente grande, su gravedad se vuelve lo suficientemente fuerte como para atrapar gas, de modo que más moléculas de hidrógeno y de helio puedan ‘pegarse’. Entonces, estos grandes núcleos pueden crecer hasta convertirse en gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno. De lo contrario, continúan siendo planetas más pequeños, con hielo y rocas”.

Derecha: Concepto artístico de un disco protoplanetario donde se originan los planetas jóvenes. Crédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech.

“SOFIA también será capaz de indicar dónde se localizan dentro del disco protoplanetario los componentes básicos, tales como el oxígeno, el metano y el dióxido de carbono²“.

Conocer dónde se ubican varias sustancias dentro del disco nos ayudará a saber cómo se juntan desde “abajo” para formar planetas.

Una de las fortalezas clave del telescopio es que será el complemento de otros observatorios infrarrojos. Con una vida útil de 20 años, puede llevar a cabo estudios de seguimiento de objetos que telescopios infrarrojos de corta vida útil no tienen tiempo de realizar. Si, por ejemplo, un observatorio en órbita, como el WISE (Widefield Infrared Survey Explorer, en idioma inglés, o Explorador Infrarrojo de Campo Amplio, en idioma español), detecta algo que merezca más atención, SOFIA puede realizar una larga y detenida observación, mientras el WISE continúa mirando el resto del cielo.

“WISE está diseñado para escanear el cielo entero en longitudes de onda infrarroja y reunir información de una multitud de objetos, más que para estudiar objetos particulares con gran profundidad”, explica Marcum. “Pero SOFIA tiene tiempo de sobra para realizar estudios más profundos”.

Abajo: Para ilustrar de qué manera los sensores infrarrojos pueden ver cosas que el ojo humano no puede apreciar, Marcum ofrece estas imágenes de luz blanca, comparadas con imágenes infrarrojas, de un perro de sangre caliente y de una lagartija de sangre fría.

SOFIA también puede hacer ciencia mediante estudios de seguimiento llevados a cabo con el fin de cosechar todos los beneficios de los descubrimientos que surgieron de las investigaciones espaciales realizadas por Herschel y, después, de los estudios en el cercano y mediano infrarrojo que hizo el Telescopio Espacial James Webb.

“Una vez que a Herschel se le terminen sus tres años de enfriador, SOFIA será el único observatorio que pueda proporcionar, de manera rutinaria, una cobertura dentro del rango que abarca desde las longitudes de onda del lejano infrarrojo hasta las ondas submilimétricas. Esta parte del espectro es un territorio casi absolutamente inexplorado”.

“Y, aunque SOFIA cubre la misma parte del espectro que el Telescopio Espacial James Webb (JWST o James Webb Space Telescope, en idioma inglés), está optimizado para alcanzar longitudes de onda ubicadas exactamente más allá de las que puede detectar el JWST, para complementar sus observaciones. SOFIA realizará un fantástico trabajo ya que observará en el espacio que queda entre las longitudes de onda que capta el JWST y las que capta el Herschel”.

A diferencia de estos telescopios espaciales, SOFIA puede “regresar al granero” periódicamente para reparar, ajustar sus instrumentos o incluso cambiarlos por otros instrumentos científicos nuevos y mejorados —siguiendo el ritmo de la ciencia de vanguardia desde un “simple” aeroplano.

SOFIA, el telescopio más alto del mundo

Por @Wicho — 30 de Diciembre de 2009

A pesar de todos los avances tecnológicos que nos permiten construir telescopios cada vez más grandes y/o efectivos, en especial gracias a las ópticas adaptativas y las ópticas activas, hay un enemigo contra el que los astrónomos poco pueden hacer, la atmósfera de nuestro planeta.

Una forma de paliar sus efectos es construir telescopios en sitios altos y con buen clima para las observaciones astronómicas (lo cual usualmente quiere decir seco), como por ejemplo el Observatorio Austral Europeo, situado en el desierto de Atacama en Chile, el lugar más árido del planeta, o el PLATeau Observatory, un observatorio automatizado situado en la planicie antártica, donde el extremo frío reinante hace que apenas haya vapor de agua en el aire.

Es cierto que además en los últimos años las ópticas adaptativas han supuesto un enorme avance a la hora de luchar contra las distorsiones inducidas por la atmósfera, ya que, resumiendo, lo que hacen es medir estas en tiempo real y aplicar las correcciones oportunas, y han permitido obtener resultados espectaculares con telescopios terrestres.

Pero por mucho que avance la técnica la atmósfera terrestre es muy eficaz a la hora de absorber ciertas radiaciones, para bien de nuestra salud, como por ejemplo la infrarroja, con lo que simplemente hay observaciones que no se pueden hacer desde la superficie terrestre y por eso seguirá siendo necesario poner en órbita telescopios como el Hubble o su sustituto, el telescopio espacial James Webb, a pesar del coste que tienen.

De todos modos, la NASA y el Centro Alemán de Aviación y Vuelos Espaciales (DLR) están trabajando desde hace ya unos años en una solución intermedia, el telescopio SOFIA, el Observatorio Estratosférico para la Astonomía Infrarroja, que no es ni más ni menos que un telescopio refractor de 2,5 metros montado en un Boeing 747SP convenientemente modificado.

SOFIA en vuelo – NASA/ Jim Ross

A su altura de trabajo de unos 12 kilómetros casi todo el vapor de agua de la atmósfera terrestre queda por debajo del telescopio, con lo que podrá observar aproximadamente un 85% del rango infrarrojo. Además, al estar montado en un avión se puede desplazar a prácticamente cualquier lugar del mundo para realizar observaciones, algo «un poquito» más complicado de hacer con los telescopios fijos de toda la vida.

Tras poner en marcha el proyecto en 1996 y después de unos años de retraso atribuibles fundamentalmente a la reunificación alemana añadidos a los habituales aumentos de costes de estos proyectos, la NASA llegó incluso a pararlo a principios de 2006.

Afortunadamente una revisión técnica de este determinó que era viable, con lo que a mediados de ese mismo año se le dio el visto bueno para seguir adelante, y hace apenas unos días que se produjo un importante paso adelante, con la apertura en vuelo por primera vez de la cubierta del telescopio:

SOFIA con la cubierta abierta – NASA Photo / Tom Tschida

Esta solo estuvo abierta durante un par de minutos, con el objetivo de recoger datos acerca de como influye en la aerodinámica y en el comportamiento del avión, que aún tendrá que realizar unos cuantos vuelos de prueba más a lo largo de 2010, incluyendo dos específicamente diseñados para comprobar el funcionamiento de los sistemas de aislamiento de vibraciones, de estabilización inercial, y de guiado y control del telescopio.

La idea es que el observatorio quede completamente certificado para el vuelo a lo largo del año que viene y que pueda empezar a realizar vuelos científicos para 2011, con la entrada plena en servicio prevista para 2014, a la que seguirá lo que se espera que sea una vida útil de 20 años.

Por cierto que SOFIA no es el primer telescopio montado en un avión, ya que el puesto le corresponde al Kuiper Airborne Observatory (Observatorio Aerotransportado Kuiper), que montaba un reflector Cassegrain de 91,5 centímetros en un C-141 Starlifter y que estuvo en servicio de 1974 a 1995.

Este telescopio infrarrojo aerotransportado de la NASA permite la observación desde la troposfera.

Este Boeing 747 SP fue adaptado para ser un telescopio que puede hacer sus observaciones en pleno vuelo. Los inicios de esta nave son puramente comercial, voló por primera vez como un avión de pasajeros de Pan Am, luego pasó a manos de United Airlines en 1986 para luego ser parte del equipo de la NASA en 1997.

Oficialmente conocido como el Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy, SOFIA (Observatorio Estratosférico para Astronomía Infrarroja), la NASA dice que los datos proporcionados por SOFIA “no se pueden obtener por cualquier otra instalación astronómica en la tierra o en el espacio.” A diferencia de los telescopios y satélites fijos en órbita o en la Tierra, SOFIA es móvil, por lo que pueden detectar mejor los eventos espaciales transitorios como supernovas y cometas.

La NASA cuenta además con un socio de este proyecto, se trata del Centro Aeroespacial Alemán (DLR), justo en este tiempo el equipo se encuentra en mantenimiento en Alemania, este proceso llevará al menos 5 meses. Las características de SOFIA son muy especiales:

• 17 toneladas de peso
• Telescopio infrarrojo de 2.5 metros
• Puerta corrediza de 16 x 23 metros
• 20 años de vida estimada del equipo
• 70 millones de presupuesto actual
• Puede volar hasta por 12 horas continuas
• Llega a alturas de 45,000 pies, es decir por encima de la troposfera.

Esto último le permite realizar sus observaciones infrarrojas, ya que a esa altura se evita el 99,8 por ciento del vapor de agua contenida en la atmósfera.

SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy, es el mayor observatorio aéreo en el mundo para estudiar el universo en longitudes de onda infrarrojas. Consiste en un telescopio optimizado para el infrarrojo de 2,7 m de diámetro en su espejo principal a bordo de un avión Boeing 747SP que lo eleva hasta altitudes entre 12 y 14 km. Al volar por encima de la capa atmosférica de vapor de agua, SOFIA es capaz de hacer observaciones que son imposibles incluso para los telescopios terrestres más grandes. SOFIA es una colaboración entre la NASA y el Centro Aeroespacial Alemán.

Recortes de la NASA

La primera víctima es el observatorio aéreo infrarrojo SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), un programa conjunto entre la NASA y la agencia espacial alemana DLR. Según el informe la razón de que SOFIA vaya a ser sacrificado es que su retorno científico ha resultado ser inferior al esperado. SOFIA fue concebido para realizar observaciones conjuntas con los observatorios infrarrojos espaciales Spitzer y Herschel, pero los numerosos retrasos que sufrió el programa han provocado que este curioso avión-telescopio haya llegado demasiado tarde (Spitzer y Herschel ya han finalizado sus misiones primarias). Y eso por no hablar de los larguísimos periodos de mantenimiento que han protagonizado los primeros años de vida de este observatorio. Una pena, pero se supone el futuro telescopio James Webb compensará la pérdida. SOFIA le costaba a la NASA unos ochenta millones de dólares al año y su clausura saldrá por unos trece millones.

Solar Dynamics Observatory

Información general

Organización: NASA / Centro de vuelo espacial Goddard

Estado: Activo

Destino actual: Orbital

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 11 de febrero de 2010 15:23:00 UTC

Vehículo de lanzamiento: Atlas V

Sitio de lanzamiento: Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral

Vida útil: 5 – 10 años

Aplicación: Estudiar el Sol

Masa: Carga útil: 290 kg; Combustible: 1400 kg; Total: 3100 kg

NSSDC ID: 2010-005A

Sitio web: http://sdo.gsfc.nasa.gov

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Órbita geosíncrona

Longitud: 102° O

Inclinación: 28°

Equipamiento

Instrumentos principales: Extreme Ultraviolet Variability Experiment / Helioseismic and Magnetic Imager / Atmospheric Imaging Assembly

Bandas espectrales: <.1 nm

Tasa de datos: 130 Mbps en la 26 GHz banda K_a; 150 million bits/segundo

El Solar Dynamics Observatory (SDO) es un telescopio espacial que fue lanzado el 11 de febrero de 2010 para estudiar el Sol. Es un proyecto de la NASA.

Duración de la misión

La fecha de lanzamiento fue el 11 de febrero de 2010 15:23:00 UTC. Actualmente la sonda espacial está en fase orbital. La misión debería durar cinco años y tres meses, pero no se excluye una prolongación de al menos diez años. Algunos consideran el Solar Dynamics Observatory (Observatorio Solar Dinámico) como el sucesor del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO).

Características

El vehículo de lanzamiento del telescopio solar espacial fue un cohete desechable, el Atlas V. El sitio de lanzamiento fue desde el Complejo Espacial de Lanzamiento 41, en la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral.

Telescopio solar espacial

El Solar Dynamics Observatory (SDO) es un telescopio espacial estabilizado en sus tres ejes con alineamiento solar y dos antenas de alta recepción.

Órbita del telescopio solar

El Solar Dynamics Observatory (SDO) orbita el planeta Tierra a unos 36.000 km, con el objeto de estudiar el Sol. El observatorio espacial tiene una órbita geosíncrona a 102º de latitud oeste y una inclinación de 28,5º.

Comunicación

El telescopio espacial solar enviará los datos científicos (banda Ka) a través de sus antenas mayores y los datos técnicos (banda S), utilizando las dos antenas omnidireccionales. La estación en la Tierra consiste en dos antenas con un radio de 18 metros situadas en White Sands, Nuevo México. Las antenas se construyeron específicamente para esta misión. El telescopio solar genera alrededor de 1,5 terabytes de datos por día. El Solar Dynamics Observatory (SDO) utiliza periódicamente la Antena Universal Space Network, en Soith Point, Hawái, para proporcionar resoluciones adicionales. Los controladores de la misión operarán de forma remota desde el centro de operaciones de la NASA en el Centro de vuelo espacial Goddard.

La instrumentación científica del telescopio solar consiste en:

• Extreme Ultraviolet Variability Experiment: se trata de un instrumento que mide la emisión de radiación ultravioleta solar con cadencia regular, exactitud y precisión.
• Helioseismic and Magnetic Imager: es un instrumento que estudia la variabilidad solar y los varios componentes de la actividad magnética solar.
• Atmospheric Imaging Assembly: proporciona una imagen del disco solar en las diversas bandas del ultravioleta y del extremo ultravioleta de alta resolución temporal y espacial.

El Observatorio de Dinámica Solar (SDO) es parte de la Vida con una estrella de programa (LWS). ^[5] El objetivo del programa LWS es desarrollar el conocimiento científico necesario para abordar con eficacia los aspectos de la conexión Sol – Tierra del sistema que afectan directamente a la vida y la sociedad. El objetivo de la SDO es entender la influencia del Sol sobre la Tierra y el espacio cercano a la Tierra mediante el estudio de la atmósfera solar en pequeñas escalas de espacio y tiempo y en muchas longitudes de onda simultáneamente. SDO ha estado investigando cómo el campo magnético del Sol se genera y se estructura, cómo esta energía magnética almacenada se convierte y se libera en la heliosfera y geoespacio en forma de viento solar, partículas energéticas, y las variaciones en la radiación solar. ^[6]

General

 Esta visualización cubre el mismo lapso de tiempo de 17 horas en todo el rango de longitudes de onda de la SDO.

La nave espacial SDO fue desarrollado en la NASA Goddard Space Flight Center en Greenbelt, Maryland. Algunos consideran SDO a ser una misión de seguimiento al Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO). ^[8]

SDO es una nave espacial estabilizada en 3 ejes, con dos paneles solares, y dos antenas de alta ganancia. La nave incluye tres instrumentos: el Experimento ultravioleta extremo de la variabilidad (EVE), construido en colaboración con la Universidad de Colorado en Boulder ‘s Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial (LASP), el Heliosísmicas y Imager Magnética (HMI), construido en colaboración con la Universidad de Stanford y la asamblea atmosférica (AIA) construido en colaboración con el Laboratorio Solar y de Astrofísica Lockheed Martin. Los datos que se recoge por la nave está a su disposición tan pronto como sea posible, después de que se recibe.^[9]

Imager heliosísmica y magnéticas (HMI)

El Heliosísmicas y magnéticos Imager (HMI), dirigido desde la Universidad de Stanford en Stanford, California , estudia la variabilidad solar y caracteriza los componentes interiores y los diversos del sol de la actividad magnética. HMI produce datos para determinar las fuentes y mecanismos de la variabilidad solar interior y cómo los procesos físicos en el interior del Sol tienen relación con el campo magnético y la actividad de superficie. También produce datos para permitir estimaciones del campo magnético de la corona para el estudio de la variabilidad en la atmósfera solar prolongada. Observaciones HMI permitirán establecer las relaciones entre la dinámica interna y la actividad magnética a fin de comprender la variabilidad solar y sus efectos. ^[10] HMI tomarán mediciones de alta resolución del campo magnético longitudinal y vectorial sobre todo el disco solar visible extendiendo así la capacidades del SOHO instrumento MDI ‘s. ^[11]

Ultravioleta extremo de la variabilidad del ensayo (EVE)

El Experimento de Variabilidad del Ultravioleta Extremo (EVE) mide el Sun ‘s ultravioleta extrema irradiación con una mejor resolución espectral, “cadencia temporal”, la exactitud y la precisión respecto a las anteriores mediciones realizadas por CRONOMETRADO VER, SOHO, y SORCE XPS. El instrumento incorpora modelos basados en la física con el fin de una mayor comprensión científica de la relación entre las variaciones en el UVE solares y cambios magnéticos de variación en el Sol ^[12]

La salida de los fotones del ultravioleta extremo energéticas del Sol es principalmente lo que calienta la Tierra la atmósfera superior ‘s y crea la ionosfera. Solar salida de radiación EUV sufre cambios constantes, tanto un momento a otro y de más de 11 años del Sol ciclo solar, y estos cambios son importantes para entender porque tienen un impacto significativo en el calentamiento de la atmósfera, la fricción por satélite, y la degradación del sistema de comunicaciones, incluyendo la interrupción de el sistema de posicionamiento global.^[13]

El paquete de instrumentos EVE fue construido por la Universidad de Colorado en Boulder ‘s Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial, con el Dr. Tom Woods como investigador principal, ^[7] y fue entregado a Goddard Space Flight Center el 7 de septiembre de 2007. ^{[14 ]} El instrumento proporciona mejoras de hasta 70 por ciento en las mediciones de resolución espectral en las longitudes de onda por debajo de 30 nm, y una mejora del 30 por ciento en “cadencia tiempo” tomando mediciones cada 10 segundos durante un 100 por ciento de ciclo de trabajo. ^[13]

Asamblea atmosférica Imaging (AIA)

La Asamblea atmosférica Imaging (AIA), dirigido desde el Lockheed Martin Laboratorio Solar y de Astrofísica (LMSAL), proporciona observaciones de disco completo continuas de la energía solar cromosfera y la corona en siete ultravioleta extremo canales (EUV), que abarca un rango de temperatura de aproximadamente 20.000 grados Kelvin a más de 20 millones de grados Kelvin. La cadencia de 12 segundos del flujo de imágenes con 4096 por 4096 píxeles de las imágenes en 0.6 segundos de arco / pixel ofrece vistas sin precedentes de los diversos fenómenos que se producen dentro de la atmósfera exterior solar en evolución.

La investigación de la ciencia AIA está dirigida por LMSAL, que también opera el instrumento y – en colaboración con la Universidad de Stanford – ejecuta el Centro de Operaciones Científicas conjunta de la que todos los datos se sirven a la comunidad científica a nivel mundial, así como el público en general. LMSAL diseñado la instrumentación general y condujo su desarrollo e integración. Los cuatro telescopios que proporcionan luz individuo piensos para el instrumento fueron diseñados y construidos en el Observatorio Astrofísico Smithsoniano (SAO). ^[15] Desde el inicio de su fase operativa en 2010/05/01, AIA ha operado con éxito, con una calidad de imagen sin precedentes EUV.

Comunicaciones

SDO enlaces descendentes de datos de ciencias (K-banda) de sus dos a bordo de antenas de alta ganancia, y telemetría (banda S) de sus dos a bordo de antenas omnidireccionales. La estación de tierra consta de dos antenas dedicadas (redundante) de 18 metros de radio en White Sands Missile Range, Nuevo México, construidos específicamente para SDO. Controladores de la misión de la nave espacial operan de forma remota desde el Centro de Operaciones de la misión en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. La velocidad de datos combinada es de aproximadamente 130 Mbit/s (150 Mbit/s con una sobrecarga, o 300 Msímbolos/s con una tasa media de codificación convolucional), y la nave genera aproximadamente 1,5 terabytes de datos por día (equivalente a la descarga de alrededor de 500.000 canciones). ^[7]

La NASA ‘s Programa de servicios de lanzamiento en el Centro Espacial Kennedy logró la integración de carga útil y de lanzamiento.^[21] El SDO lanzado desde la Estación Espacial de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral Complejo de Lanzamiento 41, que utiliza un Atlas V -401 cohete con un RD-180 alimentado Common Core Booster, que ha sido desarrollado para satisfacer la Evolved fungible vehículo de lanzamiento (VTE) los requisitos del programa.^[22]

Órbita

Después del lanzamiento, la nave espacial se colocó en una órbita alrededor de la Tierra con una inicial del perigeo de unos 2.500 kilómetros (1.600 millas). SDO continuación, se sometió a una serie de maniobras de órbita ganaderas que ajustar su órbita hasta que la nave espacial alcanzó su planeado circular , órbita geoestacionaria a una altitud de 35,789 kilómetros (22,238 millas), a 102 ° W de longitud, inclinadas a 28,5 °. ^[23]

Camilla

Camilla Corona es un pollo de goma (similar a un juguete para los niños), y es la mascota de la misión de la NASA Observatorio de Dinámica Solar ‘s (SDO). Es parte de la campaña de educación pública y de equipo y ayuda con diversas funciones para ayudar a educar al público, principalmente a los niños, sobre la misión SDO, hechos sobre el Sol y el clima espacial.^{[ Cita requerida ]} Camilla también asiste en la cruzada informar al público acerca de otras misiones de la NASA y proyectos relacionados con el espacio. Camilla Corona SDO utiliza las redes sociales para interactuar con los aficionados.

Observatorio de Dinámica Solar: mirando al sol

Por Elizabeth Howell, Space.com Sénior | 15 de de abril de, el año 2016 14:26 ET

El Observatorio de Dinámica Solar tiene una Imager Heliosísmicas y magnéticas (HMI), una asamblea atmosférica (AIA), un experimento ultravioleta extremo de la variabilidad (EVE), así como los paneles solares y antenas de alta ganancia.

Crédito: NASA.

El Observatorio de Dinámica Solar es una nave de la NASA lanzado en 2010, a tiempo para coger las manchas solares y actividad solar en su punto máximo en 2013 como parte del ciclo de 11 años del sol.

El satélite pasa 24 horas al día, siete días a la semana mirando al sol, vistas grabación de alta definición de la atmósfera del Sol con un detalle nunca visto anteriormente.

Además de la simple observación del sol, la NASA está utilizando este observatorio para mejorar en la predicción de la actividad solar. SDO tiene como objetivo proporcionar información sobre la estructura del campo magnético del Sol, así como la forma de energía se transfiere desde el sol hacia el espacio.

Hasta el momento, SDO ha capturado vistas de alta resolución de las erupciones solares, proporcionado más información sobre la predicción de la actividad magnética, e incluso capturado un planeta que va a través de la cara del Sol (desde la perspectiva de la Tierra.)

Una vista IMAX

SDO es la primera de Vida de la NASA con unas sondas programa STAR. El sol es una valiosa fuente de energía y calor para el planeta, pero su variabilidad puede causar problemas en el tiempo. Una tormenta solar grande tiene la capacidad para destruir las líneas eléctricas o los satélites de comunicaciones, por ejemplo. La meta principal del programa, por lo tanto, es comprender por qué la energía del sol varía y cómo puede afectar a la Tierra.

Un instrumento a bordo es la asamblea atmosférica, que puede grabar imágenes del sol en la resolución IMAX. Con imágenes de alta definición disponibles en la mayoría de las 10 longitudes de onda disponibles cada 10 segundos, que permite a los científicos a observar durante la corona y ver cualquier cambio – no importa qué temperatura. Se esperaba que las observaciones continuas para obtener más información sobre las causas de las erupciones solares y erupciones coronales.

Los otros instrumentos son la Heliosísmicas y Imager magnética, que puede realizar un seguimiento de las corrientes eléctricas y la actividad magnético en la corona, y el Experimento ultravioleta extremo de variabilidad, que controla las emisiones solares ultravioletas.

La nave espacial tenía originalmente una vida útil de cinco años, pero ha durado más allá de un ciclo solar de 11 años, y todavía estaba actuando así a de principios de 2016.

Lanzamiento y primer año en el espacio

SDO costó $ 850 millones construir y poner en marcha. “Órbita geosíncrona inclinada de SDO fue elegido para permitir observaciones continuas del Sol y permitir su excepcionalmente alta tasa de datos mediante el uso de una sola estación de tierra especial”, ha indicado el sitio web del Observatorio de Dinámica Solar.

Los controladores se admiraban de lo SDO producida en su primer año de observaciones, en particular sus puntos de vista de la corona del sol. Normalmente, la parte del sol es el más visible durante los eclipses, pero con SDO, los científicos fueron capaces de ver lo que estaba haciendo la corona de su punta de la superficie del sol.

“La ciencia es realmente el aumento gradual de y es muy emocionante descubrir todas las capacidades de los instrumentos,” Phil Chamberlin, SDO científico adjunto del proyecto del Centro de Vuelo Espacial Goddard en Greenbelt, Md., A SPACE.com en 2011.

La misión ha superado definitivamente mis expectativas hasta el momento – y mis expectativas eran muy altas, para empezar”.

Los nuevos desarrollos SDO

A medida que el sol se movía hacia el máximo solar en 2013, las capacidades de SDO realmente comenzaron a brillar para los astrónomos. Una llamarada solar de mayo fue capturado en alta resolución, con imágenes en múltiples longitudes de onda que muestran la extensión de la erupción prominencia. La bengala, sin embargo, se considera de tamaño mediano, lo que significa que las erupciones más espectaculares podrían venir ante las cámaras.

Con el ojo de SDO en el sol, nada de lo que pasa por delante de ella también podría ser capturado por la cámara. Un ejemplo notable fue Venus, que transitó a través del sol (desde la perspectiva de la Tierra) 5-6 de junio de, 2012. El evento es predecible pero extremadamente rara.; el tránsito antes fue en 2004, pero la próxima no se producirá hasta 2117.

Ese mismo año, SDO capturó un “tornado” solar que fue cinco veces mayor que la Tierra, moviéndose a través de la superficie del Sol – en ambas imágenes y vídeo. En ese momento, la NASA dijo que era probable que la primera vez que un video había sido capturado de la actividad.

El tornado fue formado por el campo magnético del sol; De la Tierra, por el contrario, se producen debido a la actividad del viento. También se movió mucho más rápido; Los científicos estiman tornado del sol se volvió a hasta a 186.000 mph (300.000 kilómetros) por hora, mientras que una tormenta de tierra por lo general no más rápido va de aproximadamente 300 mph (483 kph).

Más de estas plasma ‘tornados ‘ han sido capturados por SDO, como el que se produjo a finales de 2015. Eventos de observación como ésta da a los científicos más información sobre los mecanismos subyacentes de la producción de plasma del sol.

Observaciones a largo plazo de SDO del sol también muestran los científicos cuando algo diferente está sucediendo. Por ejemplo, en junio de 2011 se produjo una eyección de masa coronal que expulsa una inmensa cantidad de plasma, o gas sobrecalentado. Los científicos en 2014 los resultados publicados diciendo que observaron el plasma división en “dedos” de la materia de una manera similar que se ha observado en la Nebulosa del Cangrejo, un remanente de supernova. Esta fue una oportunidad inusual para estudiar lo que se conoce como el fenómeno de Rayleigh-Taylor a gran escala.

También en 2014, los científicos observaron líneas de campo magnético bucle y causar una erupción en la atmósfera del sol. El material de archivo de alta resolución captadas por SDO confirmó la teoría de que había tenido lugar durante años. Este tipo de observaciones, será más fácil predecir dónde ocurren grandes llamaradas, que podría proteger mejor infraestructura en la Tierra, dijeron los científicos en el momento.

El Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) es un telescopio espacial lanzado el 14 de diciembre de 2009 destinado a estudiar la Radiación infrarroja con un telescopio de 40 cm de diámetro. Las imágenes del telescopio son como mínimo 1000 veces más precisas que los anteriores telescopios infrarrojos, tales como el IRAS.

La misión completará el 99 % del cielo, tomando una foto cada 11 segundos, cada foto cubrirá un área 3 veces más grande que la luna llena. Después de 6 meses WISE habrá tomado aproximadamente 1 500 000 imágenes cubriendo el cielo entero.¹

La construcción del telescopio fue llevada a cabo entre el Ball Aerospace & Technologies Corp (la nave, y las operaciones de soporte), SSG Precision Optronics (telescopio y toda la óptica), DRS and Rockwell International (nivel focal), Lockheed Martin (encargado de la refrigeración) y el Space Dynamics Laboratory (instrumentos de a bordo, electrónica y los tests). Todo esto estuvo gestionado por el Jet Propulsion Laboratory

Concepción artística del satélite WISE en órbita alrededor de la Tierra.

WISE está financiado por la NASA misión Explorador que proporcionará un vasto almacén de conocimientos sobre el sistema solar, la Vía Láctea, y el Universo. Entre los objetos WISE estudio son los asteroides, las estrellas más frías y más débiles, y las galaxias más luminosas.

WISE es un satélite no tripulado que lleva un telescopio infrarrojo sensible que va a tomar imágenes de todo el cielo.Dado que los objetos alrededor de la temperatura ambiente emiten radiación infrarroja, el telescopio WISE y detectores se mantienen muy frío (por debajo de -430 ° F / 15 grados Kelvin, que es sólo el 15 ° centígrados por encima del cero absoluto) por un criostato – al igual que una nevera portátil, pero llenos hidrógeno sólido en lugar de hielo.

Los paneles solares proporcionarán WISE con la electricidad que necesita para funcionar, y siempre apuntarán hacia el SolEn órbita varios cientos de millas por encima de la línea divisoria entre la noche y el día de la Tierra, el telescopio se verá fuera en ángulo recto con el Sol y siempre apuntar hacia afuera de la Tierra.Como órbitas WISE desde el polo norte al ecuador al polo sur y luego de vuelta hasta el polo Norte, el telescopio barrer un círculo en el cielo.A medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol, este círculo se moverá alrededor del cielo, y después de seis meses de WISE habrá observado todo el cielo.

Como barridos WISE a lo largo del círculo de un pequeño espejo exploraciones en la dirección opuesta, la captura de una imagen del cielo sobre una cámara digital sensible infrarroja que tomarán una imagen cada 11 segundos.Cada imagen cubre un área del cielo 3 veces más grande que la Luna llena.Después de 6 meses de WISE habrá tomado casi 1.500.000 imágenes que cubren todo el cielo.Cada imagen tendrá un megapíxel en cada una de cuatro diferentes longitudes de onda que van de 5 a 35 veces más que las olas más largas que el ojo humano puede ver.Los datos tomados por WISE serán descargados por transmisión de radio 4 veces al día para los equipos de la planta que combinará las muchas imágenes tomadas por WISE en un atlas que cubre toda la esfera celeste y una lista de todos los objetos detectados.

Todo el cielo en infrarrojo, visto por el telescopio WISE.

Martes, 10 de abril de 2012

La imagen es el resultado de las observaciones del telescopio infrarrojo WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) y nos muestra la más completa representación del cielo en el espectro infrarrojo. La visión que tenemos desde nuestro planeta puede ser concebida como la proyectada en una esfera. Para poder presentarla en un formato manejable se utilizan diversas técnicas proyectivas de manera de representar una presentación en dos dimensiones del espacio visible. En este caso se utilizó una proyección azimutal conocida como Aitoff: que distorsiona las proporciones de las áreas y las formas. Mediante este artilugio matemático se obtuvo esta imagen en la que se aprecian todos los objetos captados por el telescopio WISE, con la excepción de los planetas del Sistema Solar, asteroides, cometas y otros cuerpos menores del Universo. Para este atlas se han utilizado unas 18000 imágenes que registran un total de 560 millones de objetos celestes, la mayoría de ellos corresponden a galaxias.

Elaborada por los responsables de la misión WISE la imagen está disponible en diversos formatos y además en proyección rectangular de gran definición. El telescopio WISE ha culminado su misión el 1° de febrero de 2011 y ha sido puesto en stand by por los responsables de la misión. Desde finales de 2009 el WISE ha captado unas 2.784.184 imágenes del universo, la mayor densidad de imágenes corresponden a los polos terrestres debido a la órbita de tipo polar que realiza el telescopio. Sin embargo el resultado es realmente espectacular, se puede apreciar claramente nuestra Vía Láctea en las imágenes que forman parte del importantísimo acervo científico logrado por este telescopio.

El telescopio infrarrojo de la NASA detectó millones de agujeros negros

Publicado: 30 ago 2012 08:32 GMT | Última actualización: 30 ago 2012 11:13 GMT

WISE, el telescopio infrarrojo de la NASA, detectó 2,5 millones de agujeros negros supermasivos en la fase de absorción activa de la materia.

Los especialistas de la Agencia detallaron que otros instrumentos astronómicos no son capaces de ver dos tercios de estos objetos, ya que son ‘encubiertos’ por nubes del polvo. WISE, en cambio, logró identificarlos ya que estos objetos calientan el polvo y este empieza a radiar en el espectro infrarrojo.

Gracias a las imágenes obtenidas por el telescopio, los astrónomos descubrieron también otros objetos únicos como, aproximadamente, mil galaxias calientes y superluminosas, la mayoría de las cuales se ubican a unos 10.000 millones de años luz de la Tierra. Son dos veces más calientes que las galaxias ‘convencionales’ y 100 billones de veces más luminosas que el Sol. Su característica principal es la formación extremadamente activa de estrellas.

La NASA lanzó WISE (por sus siglas en inglés, de ‘Wide-field Infrared Survey Explorer’ que podría traducirse como ‘explorador para el estudio de infrarrojos de amplio espectro’)  al espacio el 14 de diciembre de 2009. Su tarea fue componer un mapa infrarrojo del ‘cielo’. 10 meses después se le acabó el líquido refrigerante necesario para que los detectores puedan funcionar adecuadamente. En consecuencia, el telescopio ‘perdió la vista’ en dos de sus cuatro ‘ojos’, sin embargo, la NASA optó por hacerle continuar con las observaciones espaciales, redirigiéndolo a estudiar los asteroides y cometas.

La prolífica misión del WISE concluyó en 2011, pero los astrónomos siguen estudiando los datos recibidos hasta ese momento. Las imágenes del telescopio son, como mínimo, 1.000 veces más precisas que las de anteriores telescopios de infrarrojos.

NASA vigila el 90% de los asteroides cercanos a la Tierra

Publicado el 03 octubre 2011 por Quantum-Rd @Quamtum

Nuevas observaciones del telescopio espacial infrarrojo WISE de la NASA muestran que hay un número significativamente menor de asteroides cercanos a la Tierra de tamaño medio de lo que inicialmente se pensaba. Los resultados también indican que la NASA ha encontrado más del 90 por ciento de los grandes asteroides cercanos a la Tierra, una meta fijada por el Congreso de Estados Unidos en 1998.

Actualmente, los astrónomos estiman que hay aproximadamente 19.500 – y no 35.000 – asteroides de tamaño medio cercanos a la Tierra. Los científicos dicen que esta mejor comprensión puede indicar que el peligro para la Tierra podría ser un poco menor de lo que se pensaba. Sin embargo, queda por localizar la mayoría de esos asteroides.

Las observaciones de NEOWISE indican que hay al menos un 40% menos de asteroides cerca de la Tierra en total que son más grandes que 330 pies, o 100 metros. Los cuatro planetas interiores de nuestro sistema solar son mostrados en verde, y nuestro sol está en el centro. Cada punto rojo representa un asteroide. Los tamaños de los objetos no están a escala. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech.

Los resultados provienen del censo más preciso hasta la fecha de asteroides cercanos a la Tierra, en el que se consideran las rocas espaciales que orbitan dentro de un radio de 195 millones de kilómetros del sol en cercanías orbitales de la Tierra. WISE puede observar la luz infrarroja de los asteroides de gran y mediano tamaño. Los resultados del estudio aparecen en la revista Astrophysical Journal.

WISE escrutó el cielo dos veces en luz infrarroja entre enero de 2010 y febrero de 2011, tomando fotos de forma continua desde las galaxias distantes a los asteroides y cometas cercanos a la Tierra. La misión extendida NEOWISE ha observado más de 100.000 asteroides en el cinturón principal entre Marte y Júpiter, además de por lo menos 585 cerca de la Tierra.

Esta imagen muestra como los datos del Explorador de Visión Amplia Infrarroja WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA, han catalogado la población estimada de asteroides cerca de la Tierra. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech.

WISE capturó una muestra más exacta de la población de asteroides que las anteriores encuestas de luz visible debido a que sus detectores de infrarrojos pueden ver tanto objetos claros como oscuros. Es difícil para los telescopios de luz visible ver las cantidades de tenue luz visible reflejada por los asteroides más oscuros. Los telescopios infrarrojos detectan el calor de un objeto, que depende del tamaño.

Aunque los datos de WISE revelan solo una pequeña reducción en el número estimado de grandes asteroides cercanos a la Tierra, de un kilómetro de diámetro y más, muestran que el 93 por ciento de la población estimada ha sido encontrada. Esto cumple con el objetivo fijado por el Congreso de Estados Unidos.

Esta imagen ilustra como el infrarrojo es usado para determinar exactamente el tamaño de un asteroide. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech.

Estos grandes asteroides son aproximadamente del tamaño de una pequeña montaña y podría tener consecuencias mundiales si golpeasen la Tierra. Los nuevos datos revisan su número total de cerca de 1.000 hasta 981, de los cuales 911 ya han sido encontrados. Ninguno de ellos representa una amenaza a la Tierra en los próximos siglos. Se cree que todos los asteroides cercanos a la Tierra de aproximadamente 10 kilómetros de diámetro, tan grandes como el que se cree que acabó con los dinosaurios, han sido ya encontrados.

“El riesgo de que un asteroide muy grande impacte en la Tierra antes de que pudiéramos encontrarlo se ha reducido considerablemente”, dijo Tim Spahr, director del Centro de Planetas Menores en el Centro Harvard Smithsonian para Astrofísica en Cambridge.

Esta imagen ilustra como los telescopios del tipo infrarrojo son mejores para el descubrimiento de asteroides pequeños y oscuros que los telescopios que detectan luz visible. Crédito de imagen: NASA/JPL-Caltech.

La situación es diferente para los asteroides de tamaño medio, que podrían destruir un área metropolitana si se tratara de un impacto en el lugar equivocado. Los resultados de NEOWISE encuentran un mayor descenso en la población estimada para estos cuerpos que la observada para los asteroides más grandes. El esfuerzo de exploración ha permitido el seguimiento hasta ahora de 5.200 asteroides aunque aún restan unos 15.000 por descubrir. Además, se estima que hay un millón de objetos más pequeños que podrían causar daños si chocaran contra nuestro planeta.

Fuente: Europa Press – Physorg.com

El telescopio de la NASA, WISE, puede identificar y fotografiar tanto a cuerpos celestes claros como oscuros, gracias a sus detectores de infrarrojos. Mediante este sistema, el aparato también puede calcular la temperatura del objeto identificado, lo que permite conocer su tamaño.

NASA revive antiguo telescopio para buscar asteroides

La nave WISE será la encargada de encontrar rocas espaciales cercanas a la Tierra, para que puedan ser eventualmente redirigidas y visitadas por astronautas especializados.

WASHINGTON.- La agencia estadounidense NASA ha decidido revivir uno de sus antiguos telescopios, relegado tras cumplir su tarea de mapear al espacio. Sin embargo, ahora su tarea sería completamente diferente ya que la organización espera que este equipo sea integrado en el nuevo programa de búsqueda de asteroides potencialmente peligrosos.

El antiguo telescopio WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) será sacado a partir de septiembre de su estado de hibernación para liderar una investigación de tres años. Durante este tiempo, la NASA espera que este equipo pueda descubrir hasta 150 nuevos asteroides y caracterizar al menos otros 2.000 nuevos.

Además el equipo tendría otras tareas además de buscar estas rocas espaciales, como buscar posibles nuevo territorios para explorar dentro de la “Iniciativa Asteroides”. Un proyecto que tendría como objetivo llevar a humanos a estas rocas años para el año 2025, como adelantó hace algunos meses el propio presidente de EE.UU. Barack Obama.

Este ambicioso plan incluye además la creación de una máquina que pueda eventualmente capturar asteroides cercanos a la Tierra para redirigidlos a una órbita lejana al sistema de la Tierra y la Luna para que pueda ser explorado por misiones de la NASA.

El ahora revitalizado telescopio WISE fue lanzado inicialmente en diciembre de 2009, con una misión que duraría solamente 10 meses y que estaba enfocada a crear un mapa del espacio a través de luces infrarrojas. Durante su funcionamiento, esta nave tomó más de 2.7 millones de imágenes y catalogo al menos 560 millones de objetos espaciales.

Finalmente, el telescopio fue detenido en 2010 luego que se quedara sin los componentes necesarios para que funcionaran sus detectores infrarrojos. Posteriormente pasó a ser parte de la misión NEOWISE que logró la detección de al menos 21 nuevos cometas, 34.000 asteroides y otras 135 rocas espaciales cercanas a la Tierra. A pesar de que todavía seguía en buen estado, la agencia espacial cerró este proyecto en febrero de 2011.

Planck, conocida anteriormente como Planck Surveyor,^{[cita requerida]} es la tercera misión de medio tamaño (M3) del programa científico Horizon 2000 de la Agencia Espacial Europea. El lanzamiento se produjo a las 10:15 (hora Guyana Francesa) del 14 de mayo de 2009 desde el Puerto espacial de Kourou (Guayana Francesa) impulsado por un cohete Ariane 5 junto al Observatorio Espacial Herschel en configuración dual.¹ Está diseñado para detectar las anisotropías en el fondo cósmico de microondas en casi todo el cielo menos un octavo, con una resolución y sensibilidad sin precedentes. Planck será una fuente valiosísima de datos con los que se comprobarán las teorías actuales sobre el universo primitivo y los orígenes de las estructuras cósmicas.

La misión Planck era conocida inicialmente como COBRAS/SAMBA. COBRAS por Cosmic Background Anisotropy Satellite y SAMBA por Satellite for Measurement of Background Anisotropies. Posteriormente, los dos grupos de estudio se fundieron en una sola misión, que tras haber sido seleccionada y aprobada, fue renombrada en honor del científico alemán Max Planck (1858-1947), Premio Nobel de Física en 1918.

Tras el lanzamiento, la Planck será la primera en separarse del conjunto de lanzamiento y se colocará en órbita heliocéntrica, en el segundo de los puntos de Lagrange (L2) situado a unos 1,5 millones de kilómetros de la Tierra. En este punto, el telescopio no sufrirá las interferencias de la Tierra o la Luna.

El Planck está dotado de un espejo de 1,5 metros de diámetro.El telescopio será usado para captar radiaciones en dos bandas de frecuencia, una alta y otra baja, con los siguientes instrumentos:

• Low Frequency Instrument (LFI) es un aparato que consiste en 22 receptores que funcionan a -253 °C. Estos receptores deberán trabajar agrupados en cuatro canales de frecuencias, captando frecuencias entre los 30 y 100 Ghz. Las señales serán amplificadas y convertidas en un voltaje, que será enviado a un ordenador.
• High Frequency Instrument (HFI) es un aparato compuesto de 52 detectores, que trabajan convirtiendo radiación en calor. La cantidad de calor es medida por un pequeño termómetro eléctrico. La temperatura es anotada y convertida en un dato de ordenador. Este instrumento trabaja a -272,9 °C

Más de 40 institutos de investigación de Europa y Estados Unidos se unieron en esta misión para construir los instrumentos de la sonda.

El instrumento de medición de baja frecuencia fue construido con la participación de 22 institutos científicos, liderados por el Instituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (CNR) en Bolonia, Italia.

El instrumento de alta frecuencia fue elaborado por un consorcio de más de 20 instituciones científicas, lideradas por el Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS) en Orsay, Francia.

Los espejos de los telescopios primario y secundario fueron fabricados en fibra de carbono por un consorcio danés liderado por el Danish Space Research Institute, en Copenhague, Dinamarca.

La Planck complementará los datos obtenidos por la WMAP, ya que ésta también se centró en medir fluctuaciones de la radiación de fondo de microondas, pero a una escala mucho mayor.

Resultados

El 5 de julio de 2010, la misión Planck emitió su primera imagen de todo el cielo.²

2013

El 21 marzo de 2013, divulgado los nuevos resultados del trabajo realizado por la nave espacial Planck sobre la distribución en todo el cielo de la radiación de fondo del universo, obtuvo una estimación más precisa de esta en 68,3% de energía oscura, un 26,8% de materia oscura y un 4,9% de materia ordinaria.³

2015

En febrero de 2015 se publicó un conjunto de publicaciones detallando los resultados de la misión.⁴ Algunos de los resultados son:

• Mejor concordancia con los resultados de la sonda WMAP en parámetros como la densidad y distribución de la materia en el universo, y resultados con menor margen de error.
• Confirmación de que el Universo contiene un 26% de materia oscura. Estos resultados suscitan cuestiones relacionadas sobre el exceso de positrones en comparación con los electrones detectados por el Espectrómetro Magnético Alfa, un experimento en la Estación Espacial Internacional. Previas investigaciones sugerían que los positrones se podrían crear por la colisión de partículas de la materia oscura, lo que solo podría suceder si la probabilidad de la colisión de materia oscura es significativamente mayor ahora que en el universo primigenio. Los datos de Planck sugieren que la probabilidad de esas colisiones deben permanecer constantes a lo largo del tiempo teniendo en cuenta la estructura del universo y por tanto refutando la teoría previa.
• Validación de los simples modelos de inflación, dando así a un mayor apoyo al modelo Lambda-CDM.
• Hay solo tres tipos de neutrinos, con la propuesta de neutrino estéril improbable.

Planck in space

20 marzo 2013

Objetivo

Hacer un mapa de la radiación de fondo producida por el Big Bang con una resolución y sensibilidad sin precedentes y poner a prueba las teorías sobre el nacimiento y la evolución del universo.

Misión

Planck es la máquina del tiempo de la ESA. Mira al pasado, al principio de los tiempos, cerca del Big Bang, a lo que ocurrió hace unos 13.700 millones de años. Planck analizará, con una precisión no lograda hasta el momento, los remanentes de la radiación que llenó el universo inmediatamente tras el Big Bang – una radiación observada hoy en día como el Fondo Cósmico de Microondas (CMB, Cosmic Microwave Background).

Los resultados ayudarán a los astrónomos a decidir qué teorías del nacimiento y evolución del universo son correctas, como por ejemplo, ¿inició el universo su vida con un rápido periodo de expansión?

Pero, primero, Planck debe detectar y comprender la emisión del fondo cósmico que se encuentra entre nosotros y la primera luz del universo. Los primeros datos científicos de Planck y sus primeros resultados fueron dados a conocer en enero de 2011, y los primeros resultados cosmológicos se esperan para principios de 2013.

¿Qué lo hace especial?

Planck es la primera misión europea que estudia la reliquia dejada por el Big Bang, la radiación tras esos primeros instantes.

La temperatura de esta radiación CMB ya ha sido medida a unos 2,7 K, pero Planck proporcionará medidas aún más exactas, con una precisión establecida por los límites de la astrofísica fundamental. En otras palabras, será imposible obtener imágenes mejores de esta radiación que las que obtenga Planck.

Los científicos ya saben, por observaciones previas, que en el cielo aparecen áreas ligeramente más calientes o más frías – anisotropías – , con diferencias de una parte por 100.000. Estas diferencias de temperatura son las huellas dejadas en el CMB por las semillas primigenias de las inmensas concentraciones de materia actuales – por ejemplo, galaxias y cúmulos de galaxias. La alta sensibilidad de Planck dará como resultado el mejor mapa de esas anisotropías presentes en el CMB, permitiendo a los científicos aprender más sobre la evolución de la estructura del universo.

Para completar estas medidas de alta precisión, Planck observa en nueve bandas del espectro electromagnético, desde un centímetro a un tercio de milímetro, lo que corresponde al rango de la longitud de onda que va de las microondas al infrarrojo muy lejano. Los detectores de Planck se enfrían a temperaturas cercanas al cero absoluto ya que, de otro modo, su propia emisión de calor alteraría las medidas.

Planck instrument focal plane

La nave

La nave de Planck mide unos 4,2 m de alto y 4,2 m de ancho. El espejo primario mide 1,5 m y cuenta con dos instrumentos científicos: LFI (Low Frequency Instrument, Instrumento de baja frecuencia), que opera entre los 30 y los 70 GHz, y el HFI (High Frequency Instrument, Instrumento de alta frecuencia), que opera entre los 100 y los 857 GHz.

HFI completó su sondeo en enero de 2012. LFI continúa en operación.

El viaje

Planck fue lanzado el 14 de mayo de 2009 en un Ariane 5 desde el puerto espacial de la ESA en Kourou, en la Guayana francesa. Compartió viaje con la nave de Herschel, de la ESA. Las dos naves operan de manera independiente.

Planck opera desde una órbita Lissajous alrededor del segundo punto de Lagrange del sistema Sol–Tierra (L2), un punto virtual ubicado a 1,5 millones de km de la Tierra en dirección contraria al Sol.

El observatorio Planck de la ESA es una continuación de las misiones COBE (Cosmic Background Explorer) y WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), ambas de la NASA.

Participación
El contratista principal del satélite Planck fue Alcatel Alenia Space (Cannes, Francia), que lideró el consorcio de socios industriales junto con el departamento industrial de Alcatel Alenia Space en  Torino (Italia) responsable del Módulo de Servicio. ESA y el Centro Espacial Nacional de Dinamarca (Copenhague, Dinamarca, fundado por el Consejo de Investigación de Ciencias Naturales de Dinamarca) fueron los responsables de proporcionar los espejos del telescopio de  Planck, fabricados por EADS Astrium (Friedrichshafen, Alemania).

El instrumento LFI (liderado por el IASF, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica, en Bolonia, Italia) fue diseñado y construido por un consorcio de científicos e instituciones  de Italia, Finlandia, Reino Unido, España, Estados Unidos, Alemania, Países Bajos, Suiza, Noruega, Suecia y Dinamarca.

El instrumento HFI (liderado por el Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS) en Orsay, Francia) fue diseñado y construido por un consorcio de científicos e instituciones de Francia, Estados Unidos, Reino Unido, Canadá, Italia, España, Irlanda, Alemania, Países Bajos, Dinamarca y Suiza.

Numerosa agencias contribuyeron a la financiación del hardware de los instrumentos LFI y HFI; las más destacadas son: CNES (Francia), ASI (Italia), NASA (Estados Unidos), PPARC (Reino Unido), Tekes (Finlandia), Ministerio de Educación y Ciencia (España), y ESA.

El observatorio espacial europeo Planck pesa dos toneladas y se encuentra a millón y medio de kilómetros de la Tierra en un punto de equilibrio planetario entre el Sol y la Tierra.

Planck es el sucesor de dos telescopios espaciales COBE y WMAP, ambos de la NASA. Su objetivo es elaborar el mapa más preciso posible sobre la Radiación de Fondo de Microondas (CMB-Cosmic Microwave Background). Para ello está dotado de instrumentos sensibles a las variaciones de temperatura de unas pocas millonésimas de un grado en la CMB.

Los objetivos:

• medir las condiciones iniciales de la evolución de la estructura del Universo
• conocer la naturaleza y cantidad de los componentes principales del Universo
• saber más sobre la materia y la energía oscura.

Conjunto de imágenes que muestra: en el centro, las nueve imágenes de todo el cielo en el rango de 30 GHz (izquierda) a 857 GHz (derecha); a la izquierda, una vista combinada de todas las fre cuencias; en el extremo derecho, la imagen de todo el cielo con las anisotropías de la temperatura de la radiación del fondo cósmico de microondas derivada de Planck. Crédito: A&A. Fuente: IAC.

Su objetivo era medir, con una resolución y sensibilidad sin precedentes, la radiación del fondo de microondas (CMB, de sus siglas en inglés) procedente del Big Bang. Esta radiación es la “luz” más antigua del Universo, emitida cuando éste tenía tan solo 380.000 años de antigüedad.

El Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), en colaboración con la industria española, aportó el sistema de control electrónico (REBA, Radiometer Electonic Box Assembly) de uno de los dos instrumentos científicos de este satélite: el LFI o instrumento de baja frecuencia.

Asimismo, investigadores del IAC forman parte del llamado “Core Team”, que desarrolla la elaboración y explotación de los mapas de la misión, y un astrofísico de este instituto, José Alberto Rubiño, ha coordinado el grupo de ciencia con más de 50 investigadores, dedicado al estudio de cúmulos de galaxias detectados a través del efecto Sunyaev-Zeldovich que distorsiona el CMB.

Una información trascendente

Hoy, Planck es un claro éxito tanto tecnológico como científico, como pone de manifiesto el volumen especial que la revista Astronomy & Astrophysics (A&A) le ha dedicado, reuniendo la primera tanda de 31 artículos aceptados basados en los datos cosmológicos de más de 15 meses de observaciones de Planck.

Su impacto ha sido enorme y, por cuantificarlo, desde su aparición en el archivo de publicaciones astrofísicas astro-ph en 2013, han recibido casi 5.000 citas en las base de datos de ADS (Astrophysics Data System). “Todo esto es algo muy excepcional en Astrofísica y refleja la trascendencia que este satélite tiene para la comunidad científica”, subraya Rafael Rebolo, director del IAC y co-investigador de esta misión espacial, en un comunicado del IAC.

En la Colaboración Planck han participado unas 40 instituciones científicas de Europa, Estados Unidos y Canadá. La contribución española ha sido importante, no sólo por parte del IAC, que participa en esta misión desde hace más de 20 años, sino también por la de centros como el Instituto de Física de Cantabria (IFCA), la Universidad de Granada, la Universidad de Cantabria, el Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA) y otras universidades, como las de Salamanca, Valencia y Oviedo.

Planck confirma la predicción clave del Big Bang

Desde que Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron la radiación del fondo cósmico de microondas en 1965, lo que les hizo merecedores del Premio Nobel de Física, muchos científicos se han interesado por este remanente del Big Bang.

El estudio de esta radiación es actualmente un campo de investigación muy activo en Cosmología ya que establece los límites de los modelos cosmológicos. En particular, las observaciones del CMB confirman la predicción clave del modelo del Big Bang y, más precisamente, de lo que los cosmólogos llaman “el modelo de concordancia” de la Cosmología.

La misión Planck fue diseñada para medir la emisión de todo el cielo en nueve longitudes de onda distintas, que van desde el radio (1 cm) al infrarrojo lejano (300 micras). Varias fuentes distinguibles de la emisión ─ tanto de origen galáctico y extragaláctico ─ contribuyen a las características observadas en cada una de las nueve imágenes. Las emisiones de radio de la Vía Láctea son más prominentes en las longitudes de onda más largas, y la emisión de polvo térmica en las más cortas.

Otras galaxias contribuyen a la mezcla, sobre todo como fuentes sin resolver. En el medio del rango de longitudes de onda de Planck, el CMB domina el cielo en las latitudes galácticas intermedias y altas. Las firmas espectrales y espaciales de todas estas fuentes se utilizan para extraer una imagen de todo el cielo de las pequeñísimas anisotropías de temperatura del CMB con una precisión sin precedentes. Las propiedades de estas fluctuaciones se utilizan para inferir los parámetros que caracterizan nuestro universo en los orígenes.

Se establece una nueva “receta cósmica”

Tal y como anunciara el pasado mes de marzo, el equipo de Planck establece en estos trabajos la nueva “receta cósmica”, es decir, las proporciones relativas de los ingredientes constitutivos del Universo.

La materia normal, que compone las estrellas y las galaxias, contribuye sólo con el 4,9% de la energía del Universo. Sobre la materia oscura, que hasta la fecha sólo se detecta indirectamente por su influencia gravitacional sobre las galaxias y cúmulos de galaxias, se ha encontrado que constituye el 26,8%, más que las estimaciones previas.

Por el contrario, la energía oscura, una fuerza misteriosa responsable supuestamente de la aceleración de la expansión del Universo, representa el 68,3%, menos de lo que se pensaba.

Determinación de fluctuaciones en el universo

El equipo de Planck ha estudiado igualmente las propiedades estadísticas de la CMB en gran detalle y ha exploran la distribución estadística de las anisotropías de la temperatura. No hay evidencia de ninguna desviación de la isotropía a pequeñas escalas angulares. Si bien las observaciones a escalas angulares pequeñas e intermedias coinciden muy bien con las predicciones del modelo, Planck ha proporcionado la primera evidencia indiscutible de que la distribución de las fluctuaciones primordiales no era la misma en todas las escalas y que comprende más estructura de lo esperado en escalas más grandes.

Una señal anómala aparece como una asimetría sustancial en la señal de CMB observada en los dos hemisferios opuestos del cielo: uno de los dos hemisferios parece tener una señal significativamente más fuerte en promedio. Además, los datos de Planck han servido para establecer restricciones más estrictas a las teorías de inflación cósmica.

Mapa del efecto lente gravitacional que cubre el cielo

El CMB no es sólo una imagen del Universo tomada hace 13,8 mil millones años, también es una imagen que se ha distorsionado durante su viaje debido a que los fotones del CMB interactuaron con las estructuras a gran escala con las que se encontraron (tales como cúmulos de galaxias y galaxias).

Los científicos han extraído de los datos de Planck un mapa del efecto lente gravitacional hoy visible en el CMB y que cubre todo el cielo. El mapa publicado en este artículo ofrece una nueva manera de investigar la evolución de las estructuras en el Universo durante su evolución.

Se crea el mayor catálogo de cúmulos galácticos

El grupo de ciencia que coordina Rubiño ha producido el mayor catálogo de cúmulos de galaxias basados en la distorsión del espectro del CMB, lo que se conoce como efecto Sunyaev-Zeldovich, una distorsión causada por electrones muy energéticos en los cúmulos de galaxias.

“La combinación de estas medidas de cúmulos de galaxias detectados por Planck y las medidas de las anisotropías del fondo de microondas proporcionan una herramienta astrofísica muy valiosa para caracterizar las propiedades físicas de los neutrinos y, en particular, su masa”, comenta Rubiño.

El volumen que se publica ahora incorpora la versión final de los resultados anunciados hace meses basados en las medidas de la intensidad de la radiación de microondas. El próximo mes de diciembre, la ESA y el Consorcio Planck harán públicos los resultados obtenidos sobre la polarización de esta radiación.

23:18 23.10.2013(actualizada a las 20:32 10.12.2014) URL corto.2400

La Agencia Espacial Europea (ESA) desconectó definitivamente su telescopio espacial Planck y declaró el fin de la esa importante misión científica, reveló hoy la organización europea.

La Agencia Espacial Europea (ESA) desconectó definitivamente su telescopio espacial Planck y declaró el fin de la esa importante misión científica, reveló hoy la organización europea.

“Hoy, la última orden para la desconexión de Planck fue enviada a las 12.10 GMT. La misión concluyó, dice un comentario de la ESA publicado en su cuenta en Twitter.

Antes de la desconexión, en los ordenadores fueron cargados con un programa especial que bloqueo para siempre el sistema de dirección del telescopio,  tal manera que ninguna señal ocasional pueda restablecer el funcionamiento del observatorio espacial.

El bloqueo definitivo de Planck fue una medida indispensable para evitar que el telescopio con sus señales ocasione interferencias a otros aparatos de investigación, o emita señales que puedan causar confusión a otras observaciones sobre el Universo.

El telescopio espacial Planck fue lanzado en mayo de 2009 y en sus cuatro años y medio de funcionamiento hizo labores de cartografía del espacio y analizó los orígenes del Universo.

También estudió la radiación cósmica de fondo” o radiación cósmica microondas (CMB, en sus siglas en inglés), cuyo origen se remonta a 380.000 años después del Big Bang, explosión que se produjo hace 13.800 millones de años.

Con ayuda del Planck, los científicos de la ESA obtuvieron una imagen de la primera luz del universo, un fósil cosmológico transformado en hiperfrecuencias que surgió poco después del Big Bang, en términos astronómicos.

A partir de observaciones hechas con el telescopio, los científicos comprobaron que el universo se expande a menor velocidad de lo que se creía y aumentaron su edad en 80 millones de años más de lo estimado anteriormente.

Tras su desconexión, el Planck quedará en una órbita geocéntrica de “estacionamiento”, y posteriormente, se alejará a una distancia de 10 millones de kilómetros de la Tierra, lo que evitará un choque durante los próximos 300 años.

La fabricación y lanzamiento del telescopio Planck tuvo un monto de 600 millones de euros, y el informe final sobre su misión será publicado en 2014.

Lea más en http://mundo.sputniknews.com/ciencia/20131023/158384599.html#ixzz47OWESWP5

El Observatorio Espacial Herschel es una misión de la Agencia Espacial Europea. El lanzamiento se realizó el 14 de mayo de 2009 a bordo de un Ariane 5 junto con el observatorio Planck, en previsión de que entren en órbita a 1,5 millones de km de la Tierra, en el segundo de los puntos de Lagrange del sistema Tierra-Sol.¹ El lanzamiento de cohete Ariane 5, previsto para el 2007 se llevó a cabo el 14 de mayo de 2009, sobre la plataforma de lanzamiento en la Guayana Francesa.

La misión era denominada anteriormente Far Infrared and Submilimetre Telescope (FIRST), y será el primer observatorio espacial en cubrir completamente el infrarrojo lejano y longitudes de onda submilimétricas, y su telescopio tendrá el mayor espejo desplegado nunca en el espacio (3,5 m, pesa 3.300 kg dimensión de 9m x 4m x 4m.). Este observatorio estaba especializado en la observación de objetos distantes, poco conocidos. Para el correcto funcionamiento de los instrumentos se deben mantener refrigerados por debajo de los 2 K (-271 °C)

El observatorio tiene aproximadamente 7 metros de longitud y pesó unas 3,25 t. La mayor parte del peso de la sonda se debía a los depósitos de helio usados para generar las temperaturas necesarias para los detectores de infrarrojos.

La misión fue nombrada en honor de William Herschel, descubridor del espectro infrarrojo.

El observatorio siguió funcionando a pleno rendimiento hasta el 29 de abril de 2013, al quedarse sin el líquido refrigerante necesario para mantenerse frío.

Los objetivos de la misión eran:

• Estudiar la formación de galaxias en el universo primitivo y su evolución.
• Investigar la creación de estrellas y su interacción con el medio interestelar.
• Observar la composición química de la atmósfera y la superficie de cometas, planetas y satélites.
• Examinar la química molecular del universo.

Dispone de los siguientes instrumentos:

• Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS)
• Spectral and Photometric Imaging REceiver (SPIRE)
• Instrumental heterodino para el infrarrojo lejano (HIFI)

PACS y SPIRE permitirán observar a Herschel en seis “colores” diferentes dentro del infrarrojo lejano. Ambos instrumentos pueden funcionar como espectrómetros de baja resolución. HIFI es un detector heterodino de un solo pixel que funciona como espectrómetro de muy alta resolución.

Todos los instrumentos se encuentran refrigerados por Helio líquido superfluido. Algunas partes de los instrumentos PACS y SPIRE se refrigeran con ³He para conseguir temperaturas (0,3 K) cercanas al cero absoluto. Cada instrumento se enfría por separado según sea usado para ahorrar refrigerante.

Los instrumentos PACS y SPIRE pueden observar como cámaras en modo paralelo para conseguir un mayor número de “colores” simultáneamente. Este modo de observación es apropiado para escaneos de grandes áreas con un pequeño gasto adicional de refrigerante.

PACS

PACS se compone en realidad de dos instrumentos independientes: una cámara y un espectrómetro de campo integral. Ambos funcionan en la banda de 55 a 210 μm. Solo se puede usar uno de los dos instrumentos a un mismo tiempo.

La cámara se compone de dos sensores fotométricos multipixel. Puede observar en dos frecuencias simultáneamente, centrada la primera en 75 o 110 μm y la segunda en 150 μm. El primer sensor tiene 64 × 32 pixeles y el segundo dispone de 32 × 16 pixeles. El campo de visión es de 1,75 × 3,5 minutos de arco y la resolución de la cámara es, para ambos sensores, superior a la determinada por el límite de difracción del telescopio con lo que se consigue la máxima resolución posible a estas frecuencias.

El espectrómetro de campo integral tiene un campo de visión de 47 × 47 segundos de arco muestreado por 5 × 5 pixeles en la dimensión espacial. La resolución espectral ve desde unos 75 a unos 300 km/s con una cobertura de unos 1500 km/s. También dispone de dos sensores, bolómetros en este caso, que permiten observar en dos bandas simultáneamente.

SPIRE

SPIRE dispone de una cámara fotométrica que puede observar en tres frecuencias simultáneas, centradas en 250, 350 y 500 μm, y de un espectrómetro de transformada de Fourier. Todos los sensores son bolómetros refrigerados a 0,3 K con ³He.

La cámara puede observar en las tres bandas simultáneamente. Los detectores individuales de los sensores se alinean en una matriz hexagonal distribuida de tal forma que 10 de los detectores de cada uno de los 3 sensores se encuentran alineados. El sensor centrado en 500 μm dispone de 43 detectores, el centrado en 350 μm de 88 y el centrado en 250 μm de 139. El campo de visión es de 4 × 8 minutos de arco.

El espectrómetro puede observar en dos bandas, 194-324 μm y 316-672 μm, con 37 y 19 detectores respectivamente. La resolución espectral se puede ajustar a valores entre 300 y 24000 km/s con una cobertura que puede ir de unos 2500 a 200000 km/s dependiendo del sensor, la frecuencia y la configuración.

HIFI

HIFI es un espectrómetro de muy alta resolución que sólo puede observar un punto. El instrumento dispone de 7 mezcladores del sistema heterodino que se corresponden con distintos rangos de frecuencia. Los 2 de frecuencias más altas, de 1410 GHz a 1910 GHz (157 a 213 μm) son mezcladores HEB (Hot Electron Bolometer; bolómetros de electrones calientes en español) y los 5 de frecuencias más bajas de 480 GHz a 1250 GHz (240 a 625 μm) son mezcladores SIS (Superconductor Isolator Superconductor; superconductor aislante superconductor en español). El ancho de banda de la observación espectral es de 2,4 o 4 GHz dependiendo del tipo de mezclador. De esta manera se obtienen resoluciones espectrales máximas desde 0,02 hasta 0,6 km/s en coberturas desde 625 hasta 2500 km/s, dependiendo de la frecuencia.

El rango de frecuencias de HIFI es muy similar al de SPIRE. SPIRE, al ser un bolómetro multipixel es muy sensible a la radiación continua y está adaptado para hacer imágenes, sin embargo no es apropiado, en general, para la observación de líneas espectrales. Aunque HIFI solo tiene un pixel con su sensibilidad y resolución espectral es muy apropiado para este tipo de observaciones.

El 3 de julio de 2009, Planck ha alcanzado el punto de Lagrange L2 y fue colocado en un curso llamado órbita Lissajous. Las imágenes tomadas por Herschel mostraron complejas redes de filamentos de polvo y gas en nuestra galaxia. Estas observaciones excepcionales en los astrónomos infrarrojos lejanos proporcionan nuevos conocimientos sobre cómo la ola de turbulencia del gas en el medio interestelar y dan lugar a estructuras filamentosas presentes en las nubes moleculares frías. Herschel podría incluir la presencia de la molécula de agua esencial para la vida tal como la conocemos en las nubes que contienen estrellas en formación, y los discos que contienen planetas.

29 de abril 2013, después de haber agotado sus 2.300 litros de agua (helio), Herschel ha completado sus observaciones de la misión Universo frío. “Herschel ha superado nuestras expectativas, que nos proporciona una extraordinaria riqueza de datos que van a ocupar los astrónomos durante muchos años”, dijo el Prof. Alvaro Giménez, Director de Ciencia y Exploración Robótica de la ESA.
Herschel ha realizado más de 35.000 observaciones científicas. Estos registros se almacenan en el Centro Europeo de Astronomía Espacial de la ESA, cerca de Madrid, España. “Herschel nos ha dado una nueva visión del universo, que nos muestra las cosas que estaban ocultas, como nunca antes visto proceso de nacimiento de las estrellas y la formación de las galaxias, y que nos ayuda a detectar la presencia de agua durante todo el universo, en las nubes moleculares como las nuevas estrellas y sus discos protoplanetarios y cinturones cometas “, dice Göran Pilbratt, científico del proyecto Herschel de la ESA. En mayo de 2013, Herschel fue impulsado en una órbita estable desechos alrededor del Sol donde permanecerá para el largo plazo.

El Ariane-5 despega con los satélites Planck y Herschel a bordo.

El Observatorio espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea (ESA) ha estudiado 132 de los 1.400 objetos que se conocen más allá de la órbita de Neptuno, a unos 4.500-7.500 millones de kilómetros del Sol

Entre estos objetos transneptunianos, o TNO por sus siglas en inglés (Trans-Neptunian Objects), se encuentran cuerpos notables como Plutón, Eris, Haumea o Makemake, por citar algunos ejemplos de la extensa población de mundos fríos que habitan esta remota región de nuestro Sistema Solar.

Los TNO son especialmente fríos, con temperaturas del orden de los -230°C, pero es precisamente esta característica lo que ha hecho posible observarlos con Herschel, un satélite equipado con detectores en las bandas del infrarrojo lejano y de las ondas submilimétricas. Este observatorio espacial europeo registró la emisión térmica de 132 objetos transneptunianos durante sus casi cuatro años de misión.

Se piensa que son algunos de los objetos más primitivos que quedan de la era en la que se formaron los planetas

Este estudio hizo posible determinar las dimensiones y los albedos —la fracción de la luz visible que refleja su superficie— de los TNO, propiedades que serían muy difíciles de obtener por otros medios. Este gráfico presenta una comparativa de algunos de los objetos observados por Herschel, organizados para poner de manifiesto estas dos características.

La variedad entre los objetos transneptunianos

Lo que más llama la atención es su gran diversidad. El tamaño de los TNO oscila entre los 50 y los 2.400 kilómetros de diámetro, siendo Plutón y Eris los de mayor tamaño. Dos de ellos tienen una forma marcadamente ovalada: Haumea (representado en color blanco) y Varuna (marrón). Algunos de ellos incluso tienen su propio sistema de lunas (no representadas en esta imagen).

El estudio del albedo permite sacar conclusiones sobre la composición de sus superficies. Un albedo bajo (representado en marrón) indica que la superficie está formada por materiales oscuros, como compuestos orgánicos, mientras que un albedo alto (blanco) sugiere que está cubierta de hielo puro.

 Se piensa que los TNO son algunos de los objetos más primitivos que quedan de la era en la que se formaron los planetas. Los resultados del programa llamado “TNOs are cool: A survey of the trans-Neptunian region” se están utilizando para poner a prueba los modelos que describen la formación y la evolución del sistema solar.

Kepler es el nombre de un satélite artificial que orbita alrededor del Sol buscando planetas extrasolares, especialmente aquellos de tamaño similar a la Tierra que se encuentren en la zona de habitabilidad de su estrella (véase análogo a la Tierra), llevando a cabo lo que se conoce como misión Kepler. Fue lanzado por la NASA desde Cabo Cañaveral en la madrugada del 6 de marzo de 2009, en un cohete modelo Delta II.

El nombre de este satélite es un epónimo en dedicatoria al astrónomo y matemático Johannes Kepler (1571-1630), descubridor de las tres leyes de Kepler que describen las características de las órbitas planetarias. Los descubrimientos de Kepler sólo pudieron ser posibles gracias a la exhaustiva labor de recopilación de datos de Tycho Brahe (1546-1601), labor que pretende emular de forma automática el satélite.

Kepler es parte del programa Discovery de la NASA; un programa de un costo relativamente bajo, enfocado en misiones científicas específicas. La construcción del telescopio y su puesta en marcha fue gestionada por el Jet Propulsion Laboratory de la NASA, siendo Ball Aerospace responsable del desarrollo del sistema de vuelo, y el Centro de Investigación Ames el responsable tanto del desarrollo del sistema de tierra, como de las operaciones desde diciembre de 2009 y del análisis de los datos científicos

La duración prevista fue de 3,5 años. Se esperaba que a la finalización de su misión, inicialmente a finales de 2012 y ampliada posteriormente a 2016, este satélite permitiese descubrir varios planetas de tamaño similar a la Tierra, orbitando su estrella a una distancia comparable a la de nuestro planeta. Antes de esta fecha, la sonda podría no obstante identificar planetas más grandes o que orbitasen más cerca de su estrella.¹ Sin embargo la existencia de más ruido del esperado hizo necesario más tiempo para cumplir todos los objetivos de la misión. Por ello en 2012 la misión se prolongó hasta el 30 de septiembre de 2016.² Desgraciadamente la sonda se estropeó al año siguiente. Para el buen funcionamiento del equipo es necesario que al menos tres de los cuatro giróscopos utilizados para orientar la nave se mantengan en buen estado,³ sin embargo el 15 de mayo del 2013 falló el segundo de ellos.⁴ Durante los meses siguientes se intentó recuperar al menos uno de los dos giróscopos dañados, pero finalmente el 15 de agosto la NASA informó de que cesaban los esfuerzos de reparación y que se estaban considerando nuevas misiones posibles en las condiciones actuales del telescopio.⁵

Mientras estuvo operativa, la sonda Kepler encontró un total de 2740 candidatos a exoplanetas, y se han confirmado 114 planetas en 69 sistemas estelares. En enero de 2013, los astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA) utilizaron datos de Kepler para estimar que “por lo menos 17 mil millones” de exoplanetas del tamaño de la Tierra residen en la Vía Láctea.⁶

La sonda espacial tiene unas dimensiones de 4,7 m de alto por 2,7 m de diámetro, y pesa 1039 kg, sin contar con algo más de 10 kg de hidrazina usada como propelente.⁷ El telescopio, montado sobre una estructura hexagonal de aluminio, cuenta con 10 m² de paneles fotovoltaicos que generan 1 kW de energía eléctrica para la nave. La duración estimada de la misión es de 3 años y medio, con una posible extensión a 6 años.⁷ El coste de la operación ha sido estimado en 600 millones de dólares⁸ y en ella trabajan 200 científicos.⁹

La sonda ha sido construida por las empresas LAST y Ball Aerospace & Technologies Corp., que también serán las encargadas de controlar la nave desde el centro de investigación de la universidad de Colorado (Estados Unidos). La nave está preparada para analizar parcialmente la información del sensor, recolectada cada 30 segundos, para enviar únicamente la información relevante a la estación de procesamiento en la Tierra: de otra manera, no habría ancho de banda suficiente para transmitir toda la información recabada. En el análisis de los datos trabaja un equipo de 28 personas, ayudados por observaciones externas realizadas por los telescopios Hubble y Spitzer.¹⁰

El lanzamiento del satélite fue pospuesto en dos ocasiones por recortes de presupuesto. Durante el proceso, se sustituyó el sistema giratorio de la antena direccional por otro fijado a la estructura, más económico. Como consecuencia de ello, el satélite perderá el equivalente a un día de exploración al mes.

Aunque la sonda Kepler es un satélite (pues orbita en torno a un objeto), no es un satélite de la Tierra, sino que orbita en torno al sol, en una órbita elíptica de 372 días, y a una distancia de éste similar a la de la tierra. Con esta órbita se consigue facilitar la transmisión de datos desde la sonda hasta la Tierra, pero evitando los deslumbramientos que diversos cuerpos celestes podrían producir sobre la lente. La sonda cuenta además con ocho propulsores que le permitirán maniobrar para cambiar de orientación cuando sea necesario.¹

Según la NASA, “La misión Kepler es la primera en el mundo con la capacidad de detectar realmente planetas análogos a la Tierra orbitando estrellas similares a nuestro sol en una zona habitable“.¹

El objetivo de la sonda es observar simultáneamente unas 150 000 estrellas,¹⁰ y analizar su brillo cada 30 minutos para detectar posibles tránsitos de planetas. Para ello utilizará un sensible fotómetro tipo Schmidt de 0.95 m de apertura⁸ y un espejo primario de 1,4 metros. Su cámara CCD ofrece una resolución de 95 millones de píxeles; la más potente lanzada al espacio hasta la fecha.^{9 1}

Mediante esta nave se espera ampliar notablemente el número de planetas extrasolares descubiertos (que a la fecha del lanzamiento era de 337),⁸ de tal manera que al término de la misión, se pueda disponer de una estimación más fiable sobre el número de planetas existentes de la galaxia. Este dato es crucial para responder a la pregunta de si estamos solos en el universo.¹

La misión Kepler constituye la versión norteamericana de la misión europea Corot, que lanzó otro satélite similar, aunque menos potente, a finales de diciembre de 2006. La principal diferencia entre ambas misiones es que, gracias a la mayor resolución de los instrumentos de la Kepler, se podrán descubrir planetas más pequeños, de tamaño similar a la Tierra.

El Catálogo de entrada Kepler o Kepler Input Catalog (KIC) es una base de datos de búsqueda pública de los aproximadamente 13,2 millones objetivos en estudio por la Misión Kepler.^{11 12}

El primer éxito de la sonda espacial Kepler consistió en obtener detalles sobre la atmósfera de un júpiter caliente ( un planeta gaseoso como Júpiter pero más cercano al sol, y por tanto más caliente). Se trata del planeta HAT-P-7b, que orbita alrededor de la estrella HAT-P-7, en la constelación de Cisne, a 1000 años luz de distancia, y que tiene una temperatura de aproximadamente 2 377 °C. El planeta HAT-P-7b ya se conocía antes de que el telescopio Kepler dirigiera su atención hacia él, sin embargo, las mediciones efectuadas por la sonda han mostrado una pequeña elevación y disminución de la luz causada por las fases cambiantes del planeta, parecidas a las de la Luna. A pesar de que se trata de la medición de mayor precisión jamás obtenida para esta estrella, Kepler será aún más preciso después de que finalice el desarrollo del software para el análisis de datos de la misión.

Con fecha 4 de enero de 2010, los científicos que controlan la Kepler anunciaron haber descubierto 5 nuevos planetas extrasolares: cuatro del tipo Júpiter caliente, y uno del tamaño aproximado de Neptuno.¹⁴ Debido al sistema de detección empleado, que requiere de sucesivos tránsitos, será necesario esperar a la finalización de la misión para obtener descubrimientos relevantes, pero aun así, en equipo que trabaja con la Kepler anunció otros cien candidatos potenciales a la espera de verificacíón.¹⁴ Esta cifra aumentó a 706 en junio de 2010, de los cuales unos 400 eran candidatos prometedores.¹⁰ En una conferencia de ese mismo mes, ^{nota 1} Dimitar Sasselov, investigador del proyecto, anunció que al menos 60 de los planetas detectados hasta la fecha tendrán un tamaño similar al terrestre (el doble de tamaño, o menos).¹⁶

En diciembre de 2011, la NASA anunció que el número de candidatos detectados hasta la fecha ascendía a 2326. De ellos, 207 tendrían un tamaño similar a la Tierra, aunque sólo uno (Kepler-22b) estaba confirmado.¹⁷

En enero de 2012, científicos de la NASA anunciaron que el satélite Kepler había encontrado tres planetas diminutos que no habían sido detectados hasta entonces, orbitando alrededor de una estrella. Los planetas fueron denominados KOI-961 y se constató que el más pequeño de ellos poseía el tamaño de Marte. John Johnson, líder del equipo de investigación del Instituto de Ciencia Exoplanetaria de la NASA, comentó que se trataba del sistema solar más pequeño que se había encontrado hasta el momento.

El 24 de julio de 2015 los científicos de la NASA presentan a Kepler-452b, un planeta de tamaño similar a la Tierra orbitando en la zona habitable de una estrella Kepler-452 parecida al Sol.

En octubre de 2015 se presentaron los datos de la estrella KIC 8462852 que presentaba unos tránsitos que duraban casi una semana, cuando habitualmente los tránsitos suelen durar uno o dos días. Los científicos no tienen una respuesta clara para explicar lo que puede estar orbitando la estrella¹⁸ .

Adiós definitivo al telescopio espacial Kepler

Daniel Marín 16 ago 13

Ya nos despedimos del telescopio espacial Kepler el pasado mayo, pero ayer la NASA comunicó oficialmente que da por finalizados los intentos de restaurar el observatorio como cazador de exoplanetas. Kepler perdió los volantes de reacción número 2 y número 4 en julio de 2012 y en mayo de 2013, respectivamente. Por lo tanto, sólo cuenta con dos volantes operativos cuando en realidad necesita un mínimo de tres para llevar a cabo la búsqueda de planetas extrasolares. Durante estos meses el equipo de la NASA ha intentado devolver a la vida los volantes defectuosos, pero -y como se esperaba- sin éxito. Tras una última e infructuosa prueba de apuntado realizada el pasado 8 de agosto, la NASA ha tirado la toalla.

Telescopio Kepler (NASA).

Durante estas pruebas se ha comprobado el comportamiento de los volantes tanto para apuntado fino -necesario para descubrir exoplanetas- como en apuntado de menor precisión. En el primer caso la precisión en la orientación es del orden de varios milisegundos de arco, mientras que en el segundo ronda el segundo de arco. Una vez más, -y a diferencia de lo que dan a entender algunos medios– conviene recordar que es imposible reparar Kepler en el espacio. Primero, porque no está diseñado para ello y, segundo, porque el coste de una misión de rescate excedería el coste del propio telescopio, por no hablar de que se halla situado fuera de la órbita terrestre.

Tras descubrir más de 135 planetas y 3500 candidatos a exoplanetas, podemos decir adiós a Kepler definitivamente. ¿O no? El caso es que tenemos un telescopio espacial relativamente funcional y tampoco es cuestión abandonarlo a su suerte en el espacio. ¿Podemos sacarle algún partido? La NASA no lo ha decidido aún, pero existen varias propuestas. Todas ellas son muy parecidas y pasan por la continuación de las observaciones de Kepler con menor precisión, lo que permitiría obtener más datos de los candidatos a planetas más grandes y, con el tiempo, confirmar la existencia de muchos de ellos. También se espera descubrir más planetas gigantes usando TTVs (Transit Timing Variations), pero las supertierras y exotierras quedarían totalmente fuera de su alcance. Para ello, Kepler usaría los dos volantes aún en funcionamiento en conjunción con los sensores estelares y los propulsores de control de actitud. Operando en este modo la nave derivaría 1,4º en un periodo de cuatro días, más que suficiente para algunas observaciones.

Apuntado de Kepler con sólo dos volantes de inercia (NASA).

Telescopio Kepler (NASA).

Esta nueva misión extendida está a la espera de ser aprobada por la NASA. Hasta noviembre de este año la NASA está abierta a las propuestas de la comunidad científica internacional para decidir la naturaleza de la misión. A principios del año que viene la agencia decidirá si la financia o no y, si la respuesta es afirmativa, dará comienzo en el verano de 2014. Recordemos que Kepler es un telescopio espacial con un diámetro efectivo de 0,95 metros y que posee un único instrumento, consistente en un conjunto de 42 detectores CCD sin filtros que cubren 100º cuadrados de cielo (3,98 segundos de arco por píxel). Estos detectores convierten a Kepler en una magnífica plataforma para medidas fotométricas de precisión en el rango de longitudes de onda que va de 420 a 850 nm.

Dentro de unos meses podremos echar un vistazo a las propuestas para la segunda vida de Kepler y con toda seguridad habrá algunas muy interesantes. Lamentablemente, ninguna de ellas nos permitirá detectar exotierras.

Interstellar Boundary Explorer

Names: Explorer 91; SMEX-10

Mission type: Astronomy

Operator: NASA

COSPAR ID: 2008-051A

SATCAT №: 33401

Website: http://www.ibex.swri.edu/

Mission duration: Planned: 2 years

Elapsed: 7 years, 11 months and 21 days

Spacecraft properties: Bus; MicroStar-1

Launch mass: 107 kg (236 lb)^[1]

Dry mass: 80 kg (176 lb)^[1]

Payload mass: 26 kg (57 lb)^[1]

Dimensions: 95 × 58 cm (37 × 23 in)^[1]

Power: 66 W (116 W max)^[1]

Start of mission

Launch date: October 19, 2008, 17:47:23 UTC

Rocket: Pegasus XL

Launch site: Stargazer, Bucholz Airfield

Contractor: Orbital Sciences

Entered service: January 2009^[1]

Logo del IBEX, mostrando el perfil de una cabra.

Orbital parameters

Reference system: Geocentric

Regime: High Earth

Semi-major axis: 178,975.8 km (111,210.4 mi)

Eccentricity: 0.48238

Perigee: 86,263.2 km (53,601.5 mi)

Apogee: 258,932.2 km (160,893.0 mi)

Inclination: 45.8582°

Period: 12,558.95 min

RAAN: 20.6126°

Argument of perigee: 175.652°

Mean anomaly: 357.024°

Mean motion: 0.114634 rev/day

Epoch: August 16, 2016, 12:23:45 UTC^[2]

Revolution number: 330

Instruments: IBEX-Lo, IBEX-Hi

Explorers program

← 90: AIM

92: WISE →

IBEX Lo sensor

The ribbon of ENA emissions seen in the IBEX map

IBEX (Interstellar Boundary EXplorer o Explorador de la Frontera Interestelar) es un satélite de la NASA cuya misión es elaborar un mapa de la frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar. El satélite forma parte del programa Small Explorer (Pequeño Explorador) de la NASA. IBEX fue lanzado por un cohete Pegasus XL el 19 de octubre de 2008.¹ Su misión principal será la de explorar durante 2 años la frontera del Sistema Solar.

La misión está dirigida por el Instituto de Investigación del Suroeste de Texas, con el Laboratorio Nacional Los Álamos y el Centro de Tecnología Avanzada Lockheed Martin como instituciones investigadoras responsables de los sensores IBEX-Hi e IBEX-Lo, respectivamente. Orbital Sciences Corporation sumistrará el bus del satélite y proporcionará el laboratorio de pruebas ambientales. Lleva un transpondedor en banda S fabricado en España por Thales Alenia Space España

Planificación de la misión

La frontera de la heliosfera del sistema solar será mapeada midiendo la localización y magnitud de las colisiones de intercambio de carga que suceden en todas las direcciones, lo que acabará mostrando un mapa de la zona terminal del viento solar. La carga útil de este satélite consistirá en dos sensores que fotografiarán los átomos neutrales y energéticos: IBEX-Hi e IBEX-Lo. Cada uno de estos sensores constarán de un colimador que limitará el campo de visión, una superficie de conversión que transformará oxígeno e hidrógeno neutral en iones, un analizador electroestático que suprimirá la luz ultravioleta y seleccionará iones de un específico rango energético, y un detector que identificará y contará el número de iones. IBEX-Hi contará partículas de energía más alta que las de IBEX-Lo. La carga útil tendrá también una Unidad de Electrónica Combinada (Combined Electronics Units o CEU) que controlará los voltajes en el colimador y ESA que leerá y registrará datos de los detectores de partículas de cada sensor.

Parámetros de la misión

Este satélite tendrá una órbita altamente elíptica alrededor de la Tierra, que variará de entre 5.000 km en el perigeo hasta los 250.000-300.000 km² (40-50 radios terrestres o 0,75 veces la distancia entre la Tierra y la Luna) en el apogeo.³ Esta órbita permitirá salirse del campo magnético terrestre y realizar sus observaciones durante ese intervalo. Esto es crítico debido al gran número de interferencias que provocaría la magnetosfera. Cuando el satélite se halle dentro de la magnetosfera (10-12 veces el radio terrestre o 70.000 km), realizará operaciones de mantenimiento y transmisión de datos hacia la Tierra. La estabilización del satélite será de rotación orientada hacia el Sol. El motor del satélite será de combustible sólido y será empleado para alcanzar dicha órbita.

Lanzamiento

IBEX fue lanzado el 19 de octubre de 2008, a bordo de un cohete Pegasus XL. Este cohete fue soltado desde un avión Lockheed L-1011 TriStar que despegó del Atolón Kwajalein, en el Pacífico Sur. La caída ocurrió a las 17:47:23 GMT¹ Al ser lanzado en las proximidades del ecuador, este cohete podía transportar 16 kg más de carga que si hubiera sido lanzado desde el Centro espacial John F. Kennedy.

El IBEX fue acoplado a su cohete Pegasus XL en la Base de la Fuerza Aérea de Vandeberg en California. El cohete se acopló a su avión portador L-1011 el 6 de octubre de 2008, y partió de California el 10 de octubre. Llegó al Atolón Kwajalein el 11 de octubre y realizó el vuelo de lanzamiento del cohete el día 19 de octubre.

Investigadores

El investigador principal de la misión IBEX es David J. McComas.

El Satélite IBEX Detecta Atomos Veloces de Hidrógeno Neutro Viniendo de la Luna
31 de Julio de 2009.

El satélite IBEX de la NASA ha realizado las primeras observaciones de átomos de hidrógeno muy veloces provenientes de la Luna, después de décadas de especulación y búsqueda de pruebas de su existencia.

El viento solar, un flujo de partículas cargadas provenientes del Sol, se mueve por el espacio en todas direcciones a velocidades a menudo del orden del millón de kilómetros por hora. El fuerte campo magnético de la Tierra protege a nuestro planeta del viento solar. La Luna no tiene tal protección, debido a que su campo magnético es bastante débil, lo que provoca que el viento solar impacte sobre la superficie del satélite en el lado donde es de día.

Desde su magnífica atalaya en el espacio, el satélite IBEX ve cerca de la mitad de la Luna; un cuarto corresponde al lado donde es de noche y el otro cuarto al lado donde es de día. Las partículas de viento solar impactan sólo en el lado diurno, donde la mayoría quedan incrustadas en la superficie lunar, aunque algunas se dispersan en diferentes direcciones. La mayoría de estas últimas se convierten en átomos neutros al adquirir electrones de la superficie lunar.

David J. McComas, investigador principal del IBEX, y su equipo de científicos, estiman que sólo cerca del 10 por ciento de los iones del viento solar se refleja en la cara visible de la Luna como átomos neutros, mientras que el 90 por ciento restante queda incrustado en la superficie lunar. Algunas características de ésta, como por ejemplo el polvo, los cráteres y las rocas, influyen en el porcentaje de partículas que quedan incrustadas y en el de las partículas neutras, así como en las direcciones en las que se esparcen.

La misión primaria del IBEX es observar y mapear las complejas interacciones que se producen en los confines del sistema solar, donde los vientos solares del orden del millón de kilómetros por hora chocan contra el material interestelar del resto de la galaxia. El IBEX lleva a bordo los detectores de átomos neutros más sensibles transportados al espacio hasta ahora, permitiendo a los investigadores no sólo medir la energía de las partículas, sino además tomar imágenes precisas del lugar del que están viniendo.

El equipo publicará para finales del verano el primer mapa producido por el IBEX de todo el cielo, el cual mostrará los procesos energéticos que tienen lugar en los confines del sistema solar. El equipo no hará comentarios hasta que la imagen esté completa, pero McComas ya adelanta que el mapa no se parece a ninguno de los modelos previos.

El satélite Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lleva desde el 2008 captando datos de los confines del Sistema Solar. Con ellos se ha podido mapear por primera vez la cola que deja a su paso la burbuja magnética que envuelve el Sistema Solar, llamada heliosfera. El IBEX mide partículas espaciales que chocan contra la heliosfera y rebotan, emitiendo señales perceptibles. Procesando esos datos durante más de tres años, la NASA ha logrado obtener el siguiente mapa de la cola del Sistema Solar:

Las partes en amarillo y rojo representan zonas de la cola con partículas que se mueven más lentamente; las partes en azul corresponden a partículas que se mueven a alta velocidad.

Esta cola, compuesta de viento solar y campos magnéticos, se extiende casi de forma infinita tras el Sistema Solar hasta integrarse de nuevo con el universo. Pronto, el IBEX aportará más datos. Y más respuestas. [NASA]

Observaciones de IBEX Ayudan a Determinar el Campo Magnético Interestelar

 28.02.16.- Poco después de su lanzamiento en el 2008, el satélite IBEX de la NASA detectó una curiosidad en una zona estrecha del espacio: más partículas que fluyen a través de una larga y delgada cinta que en cualquier otro lugar en el cielo. El origen de la llamada cinta de IBEX era desconocido – pero su propia existencia abrió las puertas a la observación de lo que está fuera de nuestro sistema solar.

Ahora, un nuevo estudio que utiliza datos de IBEX y simulaciones de la frontera interestelar – que se encuentra en el mismo borde de la burbuja magnética gigante que rodea nuestro sistema solar llamada heliosfera – describe mejor el espacio en nuestro vecindario galáctico. El documento, publicado el 8 de febrero de 2016, en la revista Astrophysical Journal Letters , determina con precisión la fuerza y la dirección del campo magnético fuera de la heliosfera, revelando qué fuerzas dominan la galaxia.

El nuevo documento se basa en la teoría del origen de la cinta de energía, descubierta por el IBEX, según la cual las partículas que fluyen de esta especie de cinta son material solar que se refleja hacia nosotros tras un largo camino a la periferia del campo magnético del sol. La heliosfera, que rodea nuestro sistema solar, está formada de lo que se conoce como el viento solar, un gas ionizado, cuyo movimiento de partículas se hace más complicado al acercarse a la región fronteriza de la heliosfera.

Mucho más allá de la órbita de Neptuno, el viento solar y el medio interestelar interactúan para crear una región conocida como la heliopausa interior, delimitada en el interior por el choque de terminación, y en el exterior por la heliopausa. Image Credit: NASA/IBEX/Planetario Adler

 “La teoría dice que algunos protones del viento solar se dirigen hacia el Sol como átomos neutros tras una compleja serie del intercambio de cargas, creando la cinta de IBEX”, dijo Eric Zirnstein, científico espacial en el Instituto de Investigación del Suroeste en San Antonio, Texas, y autor principal del estudio. “Las simulaciones y observaciones de IBEX determinan este proceso, que suele durar de tres a seis años, como el origen más probable de la cinta de IBEX”.

Fuera de la heliosfera se encuentra el medio interestelar, con plasma que tiene diferente velocidad, densidad y temperatura que el plasma del viento solar, así como gases neutros. Estos materiales interactúan en el borde de la heliosfera para crear una región conocida como la heliopausa interior, delimitado en el interior por el choque de terminación (termination shock), – que está tan lejos de nosotros como más de dos veces la órbita de Plutón – y en el exterior por la heliopausa, el límite entre el viento solar y el medio interestelar relativamente denso.

Algunos protones del viento solar que fluyen desde el Sol a esta región límite van a ganar un electrón, haciéndolos neutro y permitiendo el cruce de la heliopausa. Una vez en el medio interestelar, pueden perder electrones de nuevo, haciendo que giren alrededor del campo magnético interestelar. Si esas partículas recogen otro electrón en el lugar y momento adecuado, pueden ser despedidos de nuevo hacia la heliosfera, viajando por todo el camino de vuelta hacia la Tierra, y chocando con el detector de IBEX. Las partículas contienen información acerca de todo lo que interacciona con el campo magnético interestelar, y al chocar con el detector nos pueden dar una visión sin precedentes de las características de esa región del espacio.

“Los nuevos resultados pueden ser utilizados para comprender mejor la interacción de nuestro entorno espacial con el entorno interestelar fuera de la heliopausa,” dijo Eric Christian, científico del programa IBEX en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland. “A su vez, la comprensión de esta interacción podría ayudar a explicar el misterio de lo que causa la creación de la cinta de IBEX de una vez por todas”.

El telescopio Fermi o telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi es un observatorio espacial diseñado para estudiar las fuentes de rayos gamma del universo con el objeto de detallar un mapa de las mismas. Dos años después de su puesta en funcionamiento, había generado un mapa de las 1451 fuentes de rayos gamma más brillantes conocidas.

Fue puesto en órbita el 11 de junio de 2008 desde el cohete Delta II y su nombre honra al físico italiano Enrico Fermi.

La misión está financiada por la NASA, el Departamento Americano de Energía (DOE) y agencias de financiación de Francia, Alemania, Italia, Japón y Suecia.

Características

Fermi sigue una órbita circular baja (550 km de altura) con un periodo de 95 minutos. En su modo habitual de operación, los instrumentos apuntan en dirección opuesta a la de la Tierra. Un ligero balanceo, combinado con la rápida órbita, le permite cubrir todo el cielo de forma uniforme varias veces al día.

El instrumento principal de Fermi es el telescopio de gran área (‘Large Area Telescope’) LAT, con el que se está mapeando todo el cielo en busca de fenómenos astrofísicos como núcleos activos de galaxia, púlsares o restos de supernova. LAT detecta el rayo gamma mediante una reacción de producción de un par electrón–positrón. La dirección de este par, de la que luego se extrae la del rayo gamma incidente, se mide en un detector de silicio (un “tracker”). La energía del par se mide después en un calorímetro de yoduro de cesio. El rango de energía de los rayos gamma a los que es sensible LAT es de 20 mega-electronvoltios (30 MeV) a 300 giga-electronvoltios (300 GeV). Su campo visual es de aproximadamente un 20% del cielo.

El segundo instrumento a bordo de Fermi se llama GBM (Gamma-ray Burst Monitor) y se emplea sólo para detectar brotes de rayos gamma en rayos X. Cubre el rango de 8 KeV a 30 MeV.

Aportes científicos

A los dos años de su puesta en órbita, y aparte del mapa de fuentes de rayos gamma en proceso de elaboración, el telescopio ha permitido ofrecer pistas sobre la evolución de los agujeros negros supermasivos que se hallan en el centro de galaxias activas, en el sentido de que su emisión de rayos gamma disminuye a medida que envejecen. También, ha posibilitado la detección de 56 nuevos púlsares.

El telescopio espacial de rayos gamma Fermi, anteriormente GLAST, es la apertura de este mundo de alta energía para la exploración y ayudar a responder estas preguntas. Con Fermi, los astrónomos por fin tienen una herramienta superior para estudiar cómo los agujeros negro, conocido por tirar en cuestión, puede acelerar chorros de gas hacia el exterior a velocidades fantásticas. Los físicos son capaces de estudiar las partículas subatómicas a energías mucho mayores que las observadas en los aceleradores de partículas instalados en tierra. Y cosmólogos están ganando una valiosa información sobre el nacimiento y la evolución temprana del Universo.

Para esta tarea única, que reúne a las comunidades de la física de partículas y la astrofísica, la NASA se ha asociado con el Departamento de Energía de EE.UU. y las instituciones en Francia, Alemania, Japón, Italia y Suecia. General Dynamics fue elegido para construir la nave espacial. Fermi fue iniciado 11 proyectos de junio de 2008 a 24:05 EDT.

Agosto 26, 2008: El telescopio más nuevo de la NASA, anteriormente conocido como GLAST, ha pasado exitosamente su verificación orbital, comenzando de este modo una misión destinada a explorar el violento e impredecible universo de los rayos gamma.

El telescopio comienza la misión con un nuevo nombre. La NASA anunció hoy que a GLAST se le asignó un nuevo nombre: Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi, en honor al profesor Enrico Fermi (1901 – 1954), un pionero en el campo de la física de alta energía.

Derecha: Concepto artístico del nuevo Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi.

“Enrico Fermi fue la primera persona que sugirió la forma en la cual las partículas cósmicas podrían ser aceleradas a grandes velocidades”, dijo Paul Hertz, el científico que se desempeña como jefe del Directorio de Misiones Científicas de la NASA, en las oficinas centrales de la NASA, ubicadas en Washington. “Su teoría proporciona los fundamentos para entender el nuevo fenómeno que su telecopio homónimo descubrirá”.

Los científicos esperan que Fermi, mediante la observación de rayos gamma energéticos, descubra muchos nuevos pulsares, revele el funcionamiento de los agujeros negros supermasivos y ayude a los físicos a buscar nuevas leyes de la naturaleza.

Durante dos meses después del despegue de la nave espacial, el 11 de junio de 2008, los científicos pusieron a prueba y calibraron sus dos instrumentos, el Telescopio de Gran Área (LAT, por su sigla en idioma inglés) y el Monitor de Destellos del GLAST (GBM, por su sigla en idioma inglés).

Hoy, el equipo del Telescopio Espacial de Gran Área develó una imagen del cielo donde se aprecia el gas brillante de la Vía Láctea, pulsares parpadeantes y una brillante galaxia ubicada a miles de millones de años luz. El mapa combina 95 horas de las primeras observaciones llevadas a cabo por el instrumento:

Arriba: Una porción del mapa de las primeras observaciones de los cielos de rayos gamma.

Se tardó varios años para crear una imagen similar, producida por el ahora desaparecido Observatorio de Rayos Gamma Compton. Con la sensibilidad superior de Fermi, seguramente surgirán nuevos descubrimientos.

El Telescopio Espacial de Gran Área de Fermi explora el cielo completo cada tres horas cuando funciona bajo el “modo de reconocimiento”, tarea que ocupará la mayor parte del tiempo de observación del telescopio durante su primer año de operaciones. Estas fotografías instantáneas permiten a los científicos monitorear cambios rápidos en las características del violento universo de rayos gamma. El telescopio es sensible a los fotones con energías que varían en un rango de 20 MeV (Megaelectronvoltios) hasta por encima de 300 GeV (Gigaelectronvoltios). El límite más alto de este rango, el cual corresponde a energías que son 5 millones de veces más grandes que los rayos X dentales, está muy poco explorado.

Derecha: Este aumento de rayos gamma, detectado por Fermi, el 23 de julio de 2008, señala la probable destrucción de una estrella distante.

El instrumento secundario de la nave espacial, el GBM, identificó 31 explosiones conocidas como erupciones de rayos gamma solamente durante su primer mes de operaciones. Estas explosiones de alta energía ocurren cuando las estrellas masivas mueren o cuando las estrellas de neutrones que están orbitando se mueven juntas en forma de espiral y se fusionan.

El GBM es sensible a rayos gamma menos energéticos que el Telescopio Espacial de Gran Área, lo cual ofrece una visión complementaria del extenso espectro de rayos gamma. Trabajando juntos, los dos instrumentos pueden finalmente desentrañar algunos de los más enredados misterios de las erupciones de rayos gamma.

“Las últimas décadas han sido una época de oro para la astronomía”, dice Chip Meegan, quien es el investigador principal del GBM, en el Centro Marshall para Vuelos Espaciales. Meegan considera que Fermi va a lograr que estos buenos tiempos continúen. “Estoy encantado de ser parte de esto”.

Más sobre el telescopio espacial de rayos gamma Fermi y la materia oscura del universo

Francisco R. Villatoro 5 may 09

Espectro observado por el telescopio espacial Fermi (LAT – círculos rojos con barras de error), con errores sistemáticos estimados en gris, otros resultados experimentales y un modelo teórico difuso (línea a trazos). (C) PRL

Ayer hablábamos de datos provisionales del telescopio espacial de rayos gamma Fermi (Gamma-Ray Space Telescope) y ayer mismo se publicó en Physical Review Letters el artículo con los datos experimentales obtenidos en sus 5 primeros meses de operación. La composición más precisa de los rayos cósmicos obtenido hasta la fecha en el rango de energías de 20 GeV a 1 TeV. Nos lo contextualizan Bruce Winstein, Kathryn M. Zurek, “Cosmic light matter probes heavy dark matter,” Physics 2: 37, May 4, 2009, siendo el artículo técnico A. A. Abdo et al. (Fermi LAT Collaboration), “Measurement of the Cosmic Ray e++e- Spectrum from 20 GeV to 1 TeV with the Fermi Large Area Telescope,” Phys. Rev. Lett. 102: Art. No. 181101, Published on May 04, 2009.

Fermi (también conocido como GLAST) mide fotones de alta energía producidos por la desintegración de pares positón-electrón en láminas de tungsteno estimando su energía mediante un calorímetro.

La evidencia experimental sobre la materia oscura apunta a partículas con una masa entre 100 y 1000 veces la masa del protón (1 GeV). La materia oscura puede será estudiada directamente en el LHC del CERN, en laboratorios subterráneos específicos y mediante sus productos de desintegración en los rayos cósmicos. Esta última vía es la seguida por ATIC (globos sonda), PAMELA (satélites) y ahora Fermi. PAMELA observó el año pasado un exceso en el número de electrones y positones en los rayos cósmicos con energías en el rango 10–100 GeV. ATIC (globos sonda en la Antártida) observó el flujo total de electrones y positones (no pueden diferenciar entre ellos) en el rango de 50–700 GeV. La interacción de los rayos cósmicos con el medio interestelar daría lugar a una distribución de energía de positones y electrones “plana.” Sin embargo, PAMELA observó un cociente entre positones y electrones mayores del esperado y ATIC observó picos en el flujo total de positones y electrones cuando se esperaría un flujo “plano.”

Fermi, como ATIC y al contrario que PAMELA, no puede diferenciar entre electrones y positones y tiene que conformarse con el flujo total. El artículo de Abdo et al. presenta resultados para el rango de energías de 20 GeV a 1TeV, con bandas de error entre el 0.5% y el 5%. Los resultados de Fermi son contradictorios con los de ATIC para energías mayores de 500 GeV. Por el contrario, los resultados de Fermi parecen consistentes con los de PAMELA.

Los resultados de PAMELA y ATIC se interpretaron juntos como evidencia de materia oscura. Los resultados de PAMELA y Fermi se pueden interpretar juntos tanto como evidencia de materia oscura pero también podrían ser el resultado de fenómenos violentos (ondas de choque de explosiones de supernovas, púlsares, etc.)

Sólo datos adicionales tanto de PAMELA como Fermi podrán determinar el origen de los datos observados. A final de año habrá datos de Fermi para un rango de energías hasta un 2 TeV. ¿Qué ofrecerán otros detectores de materia oscura? La física de la materia oscura promete ser apasionante en los próximos años.

Para los interesados en más detalles sobre los resultados de PAMELA y ATIC sobre materia oscura recomiendo (en inglés) “Dark Matter: a Critical Assessment of Recent Cosmic-Ray Signals,” by Tommaso Dorigo, April 17th 2009. Merece la pena leerlo. Es muy bueno, como siempre, Tommaso no nos decepciona.

En este blog os remito a Por qué el satélite Fermi no ha detectado materia oscura en nuestra galaxia (Publicado por emulenews en Mayo 4, 2009).

Abr 18 de, el año 2016

Telescopio Fermi de la NASA a punto de precisar fuentes de ondas gravitacionales

El 14 de septiembre, ondas de energía que viajan por más de un mil millones de años el espacio-tiempo suavemente sacudido en las proximidades de la Tierra. La perturbación, producida por una pareja de fusión de agujeros negros, fue capturado por las instalaciones de Interferómetro Láser Gravitational-Wave Observatory (LIGO) en Hanford, Washington, y Livingston, Louisiana. Este evento marcó la primera vez detección de ondas gravitacionales y abre una nueva ventana científica sobre cómo funciona el universo.

“La luz visible y ultravioleta de las estrellas sigue viajando por el universo incluso después de que hayan dejado de brillar, lo que crea un campo de radiación fósil que podemos explorar utilizando los rayos gamma de fuentes lejanas”, dice el científico Marco Ajello. Es una especie de niebla de luz estelar y un grupo de investigadores ha logrado medirla con la mayor precisión hasta la fecha gracias a un telescopio espacial, el Fermi, dedicado a las fuentes de rayos gamma. Así, han podido determinar que hay como media 1,4 estrellas en cielo por 100.000 millones de años luz cúbicos y que la distancia media entre una estrella y otra es de 4.150 años luz.

Los astrónomos denominan “fondo de luz extragaláctica” a la suma de toda la luz estelar en el cielo y para los rayos cósmicos ese fondo es como una niebla para la luz de un faro, explica la NASA. Ajello y sus colegas, liderados por M.Ackermann, han observado un tipo especial defaros cósmicos llamados blazar para explorar la niebla de luz estelar, y dan a conocer sus resultados en la revista Science.

Los blazar son galaxias que tienen en su centro agujeros negros supermasivos de los que parte de la materia que va cayendo en ellos sale disparada, acelerada casi a la velocidad de la luz en chorros con direcciones opuestas. Si uno de esos chorros está orientado hacia la Tierra, la galaxia resulta especialmente brillante cuando se observa desde aquí. Es decir, los blazar son en esta investigación los haces de la luz (en forma de rayos gamma) de los faros en la niebla (de la luz estelar).

El estudio, con 150 blazar, ha permitido calcular la atenuación de los rayos gamma (por los fotones de la luz de las estrellas que la emitieron antes) al recorrer diferentes distancias en el universo. Y han observado blazar en el cielo hasta distancias que corresponden al universo de hace 9.600 millones de años (el universo tiene ahora unos 13.700 millones de años). Así, con estos faros cósmicos han logrado estimar la densidad de la niebla y calcular la densidad media de estrellas, así como la distancia media entre ellas.

 “Estos resultados del Fermi abren la posibilidad de acotar el primer período de formación estelar en el cosmos y, por tanto, despliegan el escenario para el futuro telescopio espacial James Webb: el Fermi nos está proporcionando una sombra de las primeras estrellas mientras que el James Webb las detectará directamente”, explica Volker Bromm, astrónomo de la Universidad de Texas, en el comunicado de la NASA.

Gravity Probe B

Información general

Organización: NASA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 20 de abril de 2004

Vehículo de lanzamiento: Delta

Sitio de lanzamiento: Base Vandenberg

Aplicación: Estudios gravitatorios

Masa: 3145 kg

NSSDC ID: 2004-014A

Elementos orbitales

Inclinación: 89,9 grados

Período orbital: 97,6 minutos

Apoastro: 651 km

Periastro: 647,3 km

Gravity Probe B es un satélite artificial desarrollado por la NASA y la Universidad de Stanford para comprobar dos predicciones de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein. Fue lanzado el 20 de abril de 2004 por un cohete Delta desde la base Vandenberg, obteniendo resultados exitosos que fueron presentados los primeros días de mayo de 2011.^{1 2}

El satélite, que orbita a 650 km de altura en una órbita polar, lleva cuatro pequeños giroscopios contenidos en un vaso Dewar de 1500 litros de capacidad y enfriado con helio líquido a 1,8 Kelvin, cuyo desplazamiento será medido con una precisión sin precedentes para detectar pequeños cambios en la dirección de giro. Estos pequeños cambios serían debidos a la manera en que el espaciotiempo es distorsionado por la masa y el giro de la Tierra. Los giroscopios fueron construidos a partir de esferas de cuarzo recubiertas de niobio, que a las temperaturas del helio líquido se vuelve superconductor, permitiendo que los giroscopios puedan ser suspendidos eléctricamente. Los cambios en el eje de rotación de los giroscopios (que giran a 10.000 revoluciones por minuto) son medidos por magnetómetros ultrasensibles.

La nave se estabiliza por rotación (entre 0,1 y 1 revoluciones por minuto). Los propulsores de posición se alimentan del helio que enfría el vaso Dewar.

Resultados exitosos

En mayo de 2011 la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de Estados Unidos, NASA, informó que la misión Gravity Probe B pudo confirmar las dos predicciones clave derivadas de la teoría general de la relatividad para cuyo fin había sido diseñada la nave.³ A su vez la Universidad Stanford informó que después de treinta y un años de investigaciones, diez años de preparativos, un año y medio de vuelo y cinco años de análisis de datos; el grupo encargado del proyecto arribó a los resultados finales de la prueba que marca un hito en la teoría formulada por Albert Einstein en 1916.⁴

Enlaces externos

• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Gravity Probe B.
• Sitio de la Gravity Probe B en la NASA
• Primeros resultados de la Gravity Probe B
• Gravity Probe B en Real Time Satellite Tracking

Equipo y Funcionamiento

Para probar la teoría de la relatividad general de Einstein, el GP-B debe medir dos ángulos minúsculos con un giroscopio flotando en el espacio. Mientras que el concepto de el GP-B es relativamente simple en diseño, la tecnología requerida para construirlo es una de las más sofisticadas en el mundo. Científicos de la Universidad de Stanford, NASA y Lockheed Martin han buscado en muchas ciencias e inventado mucha de la tecnología que hace esta misión posible. De hecho, mucha de la tecnología ni siquiera existía cuando Leonard Schiff concibió este experimento a principios de 1960.

El instrumento científico del GP-B toma la forma de un bloque rectangular largo con 4 giroscopios alineados detrás del telescopio que sale por encima del satélite. Cada giroscopio está suspendido en un ambiente de cuarzo, rodeado de una estructura metálica conectada a un SQUID para monitorear su orientación. Los giroscopios sellados se encuentran en un bloque de cuarzo sellado que está unido al telescopio sellado de cuarzo. Estos tres componentes conforman el Ensamblaje de Instrumentos Científicos (SIA).

El giroscopio más perfecto del mundo

Para medir los ángulos microscópicos que Leonard Schiff predice, el GP-B necesita un giroscopio casi perfecto — uno que no se desvie más de una cien billonésima parte de un grado de la vertical por cada hora que gire. Este es un reto bastante difícil, dado que todos los giroscopios tienden a desviarse mientras giran. Aun los giroscopios más avanzados, hallados en misiles y aviones, se desvían en 7 órdenes de magnitud más que lo que el GP-B permite.

Qué crea un desvío en inclusive los mejores giroscopios? Tres características físicas de un giroscopio pueden hacer que su eje se desvie:

• Un desbalanze en la masa o distribución de densidad dentro del giroscopio
• Una superficie desigual, asimétrica en el giroscopio creando fricción con el aire
• Fricción entre soportes del giroscopio Esto quiere decir que el giroscopio del GP-B debe ser balanceado y homogéneo por dentro, no puede tener superficies rugosas, y debe estar libre de cualquier soporte.

Luego de años de trabajo y la invención de numerosas nuevas tecnologías, este es el resultado: Una esfera homogénea de 1.5 pulgadas de cuarzo puro fundido, pulido a unas cuantas capas atómicas de perfectamente liso. Es el objeto más esférico creado, superado en esfericidad sólo por estrellas de neutrones!

Por dentro, el giroscopio es cuarzo sólido. Fue tallado de un bloque de cuarzo puro del Brasil y hecho en Alemania. Sus partes interiores son idénticas a 2 partes en un millón (eso es como tener 999998 niños idénticos de 1000000 personas).

En la superficie, el giroscopio es menos de 3 diez millonésimas de una pulgada de perfectamente esférico. Esto significa que cada punto en la superficie del giroscopio está a exactamente la misma distancia del centro con un error de 0.0000003 pulgadas.

Finalmente, el giroscopio esta libre de todo soporte, levitando en un ambiente de cuarzo. Seis electrodos espaciados idénticamente al interior del ambiente mantienen al giroscopio flotando en el centro. Una breve corriente de gas helio hace girar al giroscopio a 10000 rpm. Después de eso, el giroscopio gira en el vacÌo, apenas a 1 milímetro de sus paredes, libre de toda interferencia.

El telescopio: siguiendo la estrella guía

Durante la misión, se espera que el eje de rotación de cada giroscopio se mueva según la curvatura y torcedura del espacio-tiempo local. La única manera en que podemos ver este movimiento es comparando cada eje de rotación a una línea fija de referencia. En esta misión, la línea fija de referencia es la línea entre el telescopio y nuestra estrella guía, IM Pegasi. El telescopio debe permanecer fijado en el centro exacto de la estrella guía (dentro de un miliarcosegundo) a través de la misión, o el GP-B perderá su única línea de referencia crítica.

Enfocar el centro exacto de una estrella no sería tan difícil si fueran puntos fijos de luz como parecen a simple vista. Sin embargo, la IM Pegasi, como muchas estrellas, deambula con el cielo, siguiendo un patrón parecido a una espiral en vez de un trayecto lineal, y su luz difracta, o se esparce, mientras viaja a través del universo a nuestro telescopio.

NOTA: IM Pegasi — HR8703

IM Pegasi (~300 años luz) significa “de o en Pegaso (Pegasus)”, que es una constelación fácilmente visible en noches de otoño en Norte América, Europa y Asia.

La estrella guía es parte de un sistema binario estelar, como 46% de las estrellas en nuestro universo. El sistema binario estelar consiste de dos estrellas orbitando una junto a la otra.

En el caso de la IM Pegasi, una estrella más pequeña órbita alrededor de la estrella mayor en tamaño, sobre la cuál el GP-B se enfoca. La estrella pequeña crea cierto movimiento en la estrella grande, ya que la ‘jala’ de lado a lado mientras órbita. Este es otro movimiento que el GP-B debe tomar en cuenta cuando se enfoca en el centro exacto de la estrella grande.

El movimiento de la estrella alrededor del cielo es monitoreado por un sofisticado sistema de radio-telescopios operando en conjunto con otros, llamado VLBI (Very Long Base Interferometer). Telescopios desde Nueva México a Australia y Alemania se enfocan en nuestra estrella guía y detalla su movimiento como si un solo disco telescópico del tamaño de la tierra estuviera enfocado en la estrella. Los movimientos de la estrella guía son comparados a un cu·sar distante. Los cuasares son masas extremadamente grandes que residen en los rincones del universo, muy lejos de la estrella guía. Por su distancia y tamaño, parecen estar excepcionalmente quietos con respecto a otras estrellas en el cielo, y proveen un punto de referencia invaluable para el VLBI.

Luz estelar difractada

La difracción ocurre cuando los fotones en un rayo de luz se esparcen mientras viajan por el espacio. La luz de IM Pegasi se esparce en un diámetro de 1400 miliarcosegundos. El GP-B debe encontrar el centro exacto de la estrella guía dentro de un miliarcosegundo. Científicos resolvieron este problema en dos maneras: construir un telescopio increíblemente estable que este libre de cualquier interferencia gravitacional, y mandar la luz estelar a través de un IDA (Image Divider Assembly) súper sensible dentro del telescopio.

El telescopio en sí es un bloque de 14 pulgadas (35.56 cm) de cuarzo, idéntico al cuarzo utilizado para los giroscopios. Sus espejos están exquisitamente pulidos y sus componentes estás conectados a través de un proceso llamado “adherencia molecular”. En este proceso, la superficie de cada componente es pulido a tal punto que las moléculas de cada superficie se “pegan” una a otra usando la misma atracción eléctrica que ocurre a un nivel molecular.

Muchos telescopios son capaces de hallar el centro exacto de una estrella enfocándose en la luz estelar en un solo sensor. El sensor lee cuánta luz llega a cada mitad de este. El alineamiento del telescopio es ajustado hasta que cada mitad del sensor reciba exactamente la mitad de la luz estelar recibida.

Desafortunadamente, este método no es lo suficientemente preciso para el GP-B. Ningún sensor es lo suficientemente pequeño o sensible para dividir el pequeño monto de luz estelar que el GP-B recibe, y apuntar el telescopio dentro de un miliarcosegundo. O sea que se creó un IDA y se lo posicionó al final del telescopio. La luz estelar entra al IDA luego de haber sido enfocado por 3 espejos en el telescopio. El rayo es primeramente dividido, difractando mitad de la luz estelar, y permitiendo que la otra mitad siga su trayecto. EL rayo difractado alinea el telescopio en el eje Y. El rayo que continua alinea el telescopio en el eje X.

Cada rayo luego llega a un techo de prisma (un prisma con una punta apuntada a la luz), el cual divide la imagen en dos. Cada parte de la imagen dividida es direccionada hacia su propio sensor en el paquete detector y las lecturas eléctricas son comparadas. Cuando el telescopio está apuntado exactamente al centro de la estrella (dentro de un miliarcosegundo(, el flujo eléctrico (cantidad de señal) de cada sensor es idéntico. Si no son idénticos, el satélite mueve el telescopio para ajustar su mira, de tal forma que cuando la luz estelar llegue al techo de prisma, cada mitad del rayo difractado llegue a cada sensor.

Ambiente libre de fuerza

El instrumento científico del GP-B (4 giroscopios. en sus ambientes, en un bloque de cuarzo unido al telescopio) está diseñado para hacer medidas increíblemente precisas de la forma y comportamiento del espacio-tiempo local alrededor de la tierra. SIn embargo, este instrumento opera adecuadamente sólo si está protegido de toda fuerza externa. La menor cantidad de presión o calor, la influencia de un campo magnético, cualquier tipo de aceleración gravitacional, o la más pequeña turbulencia atmosférica destruirían la precisiÛn de este instrumento. Para que el GP-B sea exitoso, el instrumento debe estar en un ambiente casi-cero.

La sonda Gravity Probe B confirma dos predicciones de Einstein sobre el espacio-tiempo

Artículo publicado por Trent J. Perrotto el 3 de mayo de 2011 en NASA.

La misión Gravity Probe B (GP-B) de la NASA ha confirmado dos predicciones clave derivadas de la Teoría de la Relatividad General de Einstein, algo para lo que la nave fue diseñada.

El experimento, lanzado en 2004, usó cuatro giroscopios ultra-precisos para medir el teorizado efecto geodético, la curvatura del espacio y el tiempo alrededor de un cuerpo gravitatorio, y el arrastre de marcos, cuánto tira del espacio y el tiempo un objeto giratorio cuando rota.

GP-B determinó ambos efectos con una precisión sin precedentes apuntando a una única estrella, IM Pegasi, mientras permanecía en una órbita polar alrededor de la Tierra. Si la gravedad no afectase al espacio y el tiempo, los giroscopios de GP-B apuntarían en la misma dirección para siempre mientras estuviese en órbita. Pero en la confirmación de las teorías de Einstein, los giroscopios experimentaron unos diminutos pero medibles cambios en la dirección de su giro, mientras que la gravedad de la Tierra tiraba de ellos.

Los hallazgos están on-line en la revista Physical Review Letters.

“Imagina que la Tierra estuviese inmersa en miel. Conforme rota el planeta, la miel a su alrededor giraría, y lo mismo pasa con el espacio y el tiempo”, dice Francis Everitt, investigador principal de GP-B en la Universidad de Stanford. “GP-B confirmó dos de las predicciones más profundas del universo de Einstein, que tienen implicaciones de gran alcance para toda la investigación astrofísica. De la misma forma, las décadas de innovación tecnológica tras la misión tendrán un duradero legado en la Tierra y el espacio”.

GP-B es uno de los proyectos de más larga duración de la historia de la NASA, dado que la implicación de la agencia empezó en otoño de 1963 con un patrocinio inicial para desarrollar un experimento de giroscopio para la relatividad. Posteriores décadas de desarrollo llevaron a innovadoras tecnologías para controlar las perturbaciones ambientales en la nave, tales como el arrastre aerodinámico, campos magnéticos y variaciones termales. El buscador de estrellas de la misión y los giroscopios fueron los más precisos jamás diseñados y producidos.

GP-B completó sus operaciones de recolección de datos y se puso fuera de servicio en diciembre de 2010.

“Los resultados de la misión tendrán un impacto a largo plazo sobre el trabajo de los físicos teóricos”, dice Bill Danchi, astrofísico sénior y científico del programa en las Oficinas Centrales de la NASA en Washington. “Cada futuro reto a la Teoría de la Relatividad General de Einstein tendrá que buscar medidas más precisas que las logradas en el notable trabajo de GP-B”.

Las innovaciones que ha permitido GP-B se han usado en la tecnología GPS que permite a los aviones aterrizar sin ayuda. Adicionales tecnologías de GP-B se aplicaron en la misión Explorador del Fondo Cósmico de la NASA, que determinó con precisión la radiación de fondo del universo. Tal medida es el sustento de la Teoría del Big Bang, y otorgó el Premio Nobel al físico de NASA John Mather.

La idea de satélite libre de arrastre desarrollada para GP-B hizo posibles un número de satélites de observación terrestres, incluyendo el Experimento de Recuperación Gravitatoria y Clima de la NASA y el Explorador de Campo Gravitatorio y Circulación Oceánica de estado estacionario de la Agencia Espacial Europea. Estos satélites proporcionaron las medidas más precisas de la forma de la Tierra, claves para una navegación precisa en tierra y mar, y una comprensión de la relación entre la circulación oceánica y los patrones del clima.

GP-B también empujó las fronteras del conocimiento y proporcionó un entrenamiento práctico de campo para 100 estudiantes de doctorado y 15 candidatos al grado de máster en universidades de todo Estados Unidos. También trabajaron en el proyecto más de 350 estudiantes universitarios y más de cuatro docenas de estudiantes de instituto junto a científicos e ingenieros aeroespaciales líderes en la industria y el gobierno. Una estudiante universitaria que trabajó en GP-B se convirtió en la primera mujer estadounidense en el espacio, Sally Ride. Otro fue Eric Cornell que ganó el Premio Nobel de Física en 2001.

“GP-B se añade al conocimiento base de la relatividad de formas importantes y su positivo impacto se sentirá en las carreras de los estudiantes cuya educación se verá enriquecida por el proyecto”, dice Ed Weiler, administrador asociado para la Junta de la Misión Científica de las Oficinas Centrales de la NASA.