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

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

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

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

28/04/2016 13:41

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

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

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

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

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

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

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

Sello español

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

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

ASTRO-H

Lanzamiento del observatorio de rayos X japonés Hitomi

Daniel Marín 19 feb 16

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

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

Hitomi (ASTRO-H)

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

Duración prevista: 3 años.

Final: ≈37 dias y 16 hs.

Hitomi antes del lanzamiento (JAXA).

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

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

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

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

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

Instrumentos de ASTRO-H (JAXA).

Rango espectral de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

Características de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

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

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

Otra vista de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

Observatorios espaciales de rayos X japoneses:

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

Observatorios espaciales de rayos X japoneses (JAXA).

Cohete H-IIA

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

Cohete H-IIA (Mitsubishi).

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

29 abril 2016

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

¿Cuándo se perdió?

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

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

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

Desde entonces, su ubicación no se conoce con exactitud.

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

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

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

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

DAMPE (Wukong)

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

Daniel Marín 21 dic 15

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

Lanzamiento del DAMPE (Xinhua).

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

Observatorio DAMPE (The DAMPE collaboration).

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

Detectores de DAMPE (The DAMPE collaboration).

Estructura del detector (The DAMPE collaboration).

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

DAMPE (The DAMPE collaboration).

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

VISLUMBRAR AL “FANTASMA”

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

PROBANDO LA ESPADA

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

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

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

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

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

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

MARCANDO EL CAMINO

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

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

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

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

Satélite chino de materia oscura concluye misión de prueba en órbita

2016-03-21 15:00:32  CRI

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

LISA Pathfinder

Model of the LISA Pathfinder spacecraft

Mission type: Technology demonstrator

Operator: ESA^[1]

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

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

Manufacturer: Airbus Defence and Space

Launch mass: 1,910 kg (4,210 lb)^[1]

BOL mass: 480 kg (1,060 lb)^[2]

Dry mass: 810 kg (1,790 lb)

Payload mass: 125 kg (276 lb)

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

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

Rocket: Vega

Launch site: Kourou ELV

Contractor: Arianespace

Reference system: Sun–Earth L₁

Regime: Lissajous orbit

Periapsis: 500,000 km (310,000 mi)

Apoapsis: 800,000 km (500,000 mi)

Inclination: 60 degrees

Epoch: Planned

Transponders

Band: X band

Bandwidth: 7 kbit/s

Instruments: ~36.7 cm Laser interferometer

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

Futuro observatorio de ondas gravitatorias eLISA (ESA).

Objetivos

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

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

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

Características técnicas

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

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

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

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

Desarrollo de la misión

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

Daniel Marín 3 dic 15

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

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

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

La carga útil

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

El conjunto del núcleo LISA paquete de tecnología y sensores inerciales

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

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

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

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

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

Interferómetro de LISA Pathfinder (ESA).

Detalle de los caminos ópticos del interferómetro (ESA).

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

Camino óptico de los láseres del interferómetro (ESA).

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

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

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

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

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

LISA Pathfinder acoplada al módulo de propulsión (ESA).

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

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

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

Póster de la misión (Arianespace).

 Cohete Vega

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

Cohete Vega (Arianespace).

Configuración de lanzamiento (Arianespace).

LISA Pathfinder antes del lanzamiento:

Inserción en la cofia:

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

 3 diciembre 2015

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

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

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

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

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

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

LISA Pathfinder en órbita baja

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

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

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

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

LISA Pathfinder in space

7 junio 2016

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

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

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

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

LISA Pathfinder performance

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

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

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

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

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

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

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

ASTROSAT

El primer observatorio espacial de ondas múltiples de India.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Lanzamiento: Los dos BRITE canadiense / CANX-3 nanosatélites (BRITE-CA-1 y BRITE-CA-2), se pusieron en marcha como cargas útiles secundarias el 19 de junio, 2014 (19:11:11 UTC) en un vehículo Dnepr-1 de ISC Kosmotras. El sitio de lanzamiento fue el Yasny de Baikonur, en la región Dombarovsky de Rusia. 3) 4) 5)

El BRITE-CA 1 y 2 satélites también son conocidos con su nombre completo de brillantes estrellas, el Explorador de Target o CanX-3 (canadienses experimentos avanzada Nanospace). Estos dos naves espaciales 7-Kilogramo de ordenadores de una carga útil del telescopio de gran campo que se utilizará para llevar a cabo mediciones de fotometría diferencial de satélites brillantes BRITE-CA estrellas que se han desarrollado en la Universidad de Toronto para seguir el UniBRITE, BRITE-Austria y BRITE-PL satélites que fueron financiados antes de que las dos contribuciones canadienses recibieron fondos.

Los satélites BRITE-CA utilizan el autobús Genérico Nanosatélite diseñado alrededor de un 20 por 20 por 20 centímetro cubico. La energía es proporcionada por cuatro a diez de triple unión de células solares de GaAs instalados en cada uno de los paneles externos que entregan hasta diez vatios de potencia. La energía se almacena en baterías de iones de litio con una capacidad de 5,3 Ah y la unidad de acondicionamiento de potencia proporciona un bus de energía no regulada de 4 voltios.

Image: University of Toronto

Determinación actitud se logra mediante un magnetómetro de tres ejes, seis sensores solares para la determinación de actitud fina y el sol y un rastreador de estrellas para la determinación de la actitud precisa. La miniatura de la estrella del perseguidor ofrece soluciones actitud de tres ejes en un ciclo de control a 0,5 Hz y una precisión de 10arcsec. Actitud de accionamiento es proporcionada por tres ruedas de reacción con una masa total de 185grams y un volumen de 5 por 5 por 4 centímetros. Las ruedas tienen una capacidad de movimiento de 30mNms y entregar un par máximo de 2mNm. vertederos de momento son apoyados por tres magnetotorquers.

El manejo de datos y control de satélites es proporcionado por un equipo de limpieza ARM7 que se encarga de telemetría y comunicaciones estándar, mientras que un segundo equipo es compatible con todas las funciones de determinación y control de actitud. Un tercer ordenador de a bordo está a cargo de la operación de la carga científica y maneja sus datos. Cada placa del procesador utiliza el procesador ARM7 / TDMI con una memoria de 256 kB y de 2 MB de memoria SRAM hardware utilizado para almacenar las variables del programa y datos. Una memoria flash de 256 MB se utiliza para el almacenamiento de datos a largo plazo.

Image: University Graz Image: University Graz

El sistema de comunicaciones del satélite utiliza un sistema de banda S que funciona a 2234,4 MHz para el enlace descendente de datos de alcanzar velocidades de datos de 32 a 256 kbit / s. Enlace ascendente se lleva a cabo a 437MHz en UHF con una velocidad de datos de 4Kbit / s. Un faro 145MHz 0.1W VHF se puede utilizar para el seguimiento de la nave espacial. BRITE-CA se enlace descendente hasta 8 MB de datos de carga útil por día.

La carga científica de BRITE-CA incluye un fotómetro que consiste en un cabezal óptico, un panel eléctrico y el deflector. El deflector incluye un tope de apertura y filtros, mientras que la cabeza óptica alberga cinco lentes. BRITE-CA examina las estrellas más brillantes en el cielo de la variabilidad mediante fotometría diferencial preciso sobre escalas de tiempo de días y meses para responder a las preguntas sobre los ciclos de vida de las estrellas brillantes.

Usando su carga útil, BRITE es capaz de estudiar todas las estrellas más brillantes que magnitud 3.5. Para realizar un seguimiento de las variaciones periódicas, semi-periódicas e irregulares de estrellas brillantes que se producen en escalas de tiempo de minutos a meses, BRITE llevará a cabo mediciones de series de tiempo fotométricas precisas continuas haciendo medidas de un campo de estrellas objetivo de al menos 15 minutos por órbita sobre un período de varios meses.

Los cambios en la intensidad de estrella se producen debido a cambios en la densidad, el campo magnético, temperatura de la superficie y de los fenómenos sísmicos internos.

Para capturar datos en un amplio campo de visión, el fotómetro BRITE tiene un campo de visión de 24 por 19 °.

La carga útil fotómetro utiliza un diseño de cinco lente con una apertura de tres centímetros y un detector CCD. La célula óptica utiliza espaciadores para mantener las lentes en sus posiciones con una distancia focal total de siete centímetros. En general, el fotómetro pesa 900 gramos y requiere 3W de potencia,

Photo: University of Toronto

El detector es un CCD KAI-11002 – interlineal un 11 megapíxeles, CCD canal enterrado con 4008 por 2672 píxeles que son 9 por 9 micrómetros de tamaño, creando un tamaño de imagen de 37,25 por 25,70 mm. Un obturador electrónico se implementa en el sistema, así como la protección contra-floración. El rango de longitud de onda efectiva del instrumento está limitado por la sensibilidad del detector en el rango espectral de color rojo y en el azul por las propiedades de transmisión de las lentes. Los filtros ópticos fueron diseñados de manera que las estrellas de 10,000K causan la misma salida del detector. El filtro azul instalado en una nave espacial BRITE-CA cubre un rango espectral de 390 a 460 nm, mientras que el filtro rojo de la otra satélite cubre 550 a 700 nm con una velocidad de transmisión de 95%.

El fotómetro es capaz de realizar mediciones diferenciales de fotometría con un error de menos de 0,1% en un observación de 15 minutos utilizando tiempos de exposición de 0,1 a 100 segundos. El CCD de lectura se convierte de analógica a digital usando un esquema de 14 bits para convertir los valores de píxel analógicos. Una memoria del instrumento 32 MB puede almacenar temporalmente una imagen completa hasta que pueda ser transmitida a la nave espacial.