IUE (International Ultraviolet Explorer)

IUE en órbita geostacionaria, comunicando con estaciones en EEUU y España

Información general

Organización: NASA / ESA / SERC

Fecha de lanzamiento: 26 de enero de 1978

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 672 Kg

Dimensiones: Diámetro 0,45 m

Tipo de órbita: Elíptica

Período orbital: 24 horas

Periastro: 26.000 km

El International Ultraviolet Explorer (IUE) fue un observatorio espacial diseñado para el estudio de la radiación ultravioleta. El satélite fue un proyecto de colaboración entre la NASA, el Science Research Council del Reino Unido y la Agencia Espacial Europea (ESA).

El IUE fue propuesto por primera vez en 1964 por un grupo de científicos en el Reino Unido, pero no fue lanzado hasta el 26 de enero de 1978, a bordo de un cohete Delta de la NASA. Se le supuso un tiempo de vida mínimo de tres años, pero las expectativas se vieron desbordadas ya que finalmente, fue desconectado el 30 de diciembre de 1996, durando casi seis veces más de lo previsto. Fue el primer observatorio espacial operado en tiempo real por astrónomos que visitaron las estaciones de seguimiento en Estados Unidos y Europa. Se realizaron unas 104.000 observaciones, incluyendo planetas, cometas, estrellas, polvo interestelar, supernovas, auroras planetarias, galaxias, y quasars

Historia del proyecto

El concepto de un satélite espectrográfico ultravioleta astronómico fue propuesto primero en ESRO, una industria ESA por un grupo de científicos británicos en 1964. En ese momento, el proyecto fue más allá de la capacidad tecnológica de la ESA y por lo que el proyecto fue propuesto a la NASA por el astrónomo Robert Wilson. La NASA que dio la bienvenida al proyecto y empezó a desarrollar el satélite, que fue nombrado SAS-D (D-Pequeño Satélite astronomía). El Consejo de Investigación de Ciencias e Ingeniería (SRC) del Reino Unido se unió al proyecto y ofreció la vidicón del vidicón de espectrógrafos, así como el software para el control de instrumentos científicos. La ESA ofreció células solares para suministrar energía al satélite, así como los servicios de una estación en tierra en Villafranca del Castillo, España. La NASA creó el telescopio, el espectrógrafo, y por satélite; Lo hizo el lanzamiento y también dio a conocer una segunda estación en tierra en Greenbelt, Maryland en el Centro de Vuelo Espacial Goddard.

El acuerdo firmado por los diferentes participantes compartió el tiempo de observación, y 2/3 fuera por la NASA, 1/6 para la ESA y 1/6 para el SRC del Reino Unido.

Hallazgos científicos clave

• La primera detección de la existencia de una aurora en Júpiter.
• La primera detección de azufre en un cometa.
• La primera determinación cuantitativa de la pérdida de agua en una cometa (varias decenas de toneladas por segundo).
• La primera evidencia de un fuerte campo magnético en las estrellas químicamente peculiares.
• La primera curva readial velocidad orbital de una estrella Wolf-Rayet que permite la determinación de su masa.
• Las estrellas de detección Primiera enanas blancas como compañeros Cepheidas variables binarias.
• La primera evidencia observacional de la pérdida de semi-periódica de la masa en estrellas muy masivas.
• El primer descubrimiento de alta velocidad del viento en otras estrellas (que sólo se había observado en el sol).
• La primera indicación de un progenitor de la supernova en la historia (SN 1987A).
• El descubrimiento de los movimientos a gran escala en las regiones de trasição estrellas con baja gravedad.
• El descubrimiento de alta temperatura de formación de efectos estrellas en las primeras etapas.
• El descubrimiento de la alta velocidad de los vientos en las variables cataclísmicas.
• El descubrimiento del efecto de la abundancia química de la tasa de pérdida de masa de las estrellas.
• La primera temperatura determinación y gradiente de densidad en una corona estelar.
• El primer haz de detección de gas y fluye de estrellas binarias.
• La determinación de que cualquier tipo de estrella de nuevos materiales expulsa con abundancias solares.
• El descubrimiento de la nueva “O-Ne-Mg”, donde el exceso de estos elementos puede estar directamente relacionada con la composición química de las estrellas enanas blancas más masiva.
• El descubrimiento de un anillo alrededor de la supernova SN 1987A, carente de etapas evolutivas anteriores.
• La primera detección directa de la aureola de la galaxia.
• Las primeras observaciones de estrellas extragaláctico simbióticas.
• La estrella Primiera curva de luz continua durante 24 horas de duración.
• La primera detección de fotones en longitudes de onda más cortas que 50 nm de otras fuentes astronómicas que el sol de.
• La primera determinación directa del tamaño de las regiones activas en el núcleo de las galaxias Seyfert (mini-quásares).
• El satélite IUE fue el primer ingenio astronómico para generar datos totalmente reducidas (tratados) dentro de 48 horas para la comunidad científica.
• La creación del fichero de datos astronómicos primera reducida, puesta a disposición en Internet 44 000 espectros por año (5 espectros por hora) astrónomos de 31 países.

IUE fue una colaboración internacional entre tres grupos: NASA, la Agencia Espacial Europea (ESA), y Ciencia del Reino Unido y del Consejo de Investigación de Ingeniería (SERC, ahora Física de Partículas y del Consejo de Investigación de Astronomía, o PPARC). NASA proporcionó la puesta en marcha, soporte de ingeniería de la nave espacial y el software. La ESA aportó los paneles solares y un puesto de mando satélite fuera de Madrid, España, y el Reino Unido proporcionan las cámaras vidicón. El tiempo de observación se dividió entre dos estaciones de comando nave espacial. NASA operado la nave espacial durante 16 horas al día desde el Centro de Vuelo Espacial Goddard, y VILSPA (la estación de control de satélites Villafranca) operó durante 8 horas al día.

Los espectros de IUE corta longitud de onda de la Júpiter aurora del sur el 17 de julio de 1994

Las dos imágenes muestran el espectro con resolución espacial de la aurora al sur de Júpiter el 17 de julio de 1994 tras el impacto con los fragmentos del cometa SL-9 han comenzado. Los espectros se obtuvieron con la cámara del PST (1100-2000 A) utilizando la gran abertura que se centró a -60 grados de latitud en el meridiano central de Júpiter.

La firma de la aurora son las características de emisión similares en el borde superior de los espectros cerca del centro de la imagen y las personas cercanas a la línea Lyman alfa (a la izquierda) que llena en toda la abertura. Estas son las bandas de Werner y Lyman producidos por H2. El cambio de estas características es evidente entre los dos espectros tomados cuatro horas de diferencia. Esto muestra la evolución temporal y espacial de la emisión de la aurora.

La órbita geosíncrona de IUE permitido para la operación en tiempo real, lo que hizo IUE muy flexible. Los astrónomos llegaron a las estaciones de mando nave espacial para dirigir sus observaciones e inspeccionar los datos a medida que se recogieron, tanto como lo hacen en los observatorios terrestres. Dos espectrógrafos de a bordo cubiertas longitudes de onda ultravioleta 1.200 a 3.350 Å.

Los observadores de todo el mundo se aprovecharon de este observatorio caballo de batalla, la recopilación de datos de una amplia variedad de fuentes astronómicas. Cámaras espectrográficos longitud de onda corta y larga cubiertos longitudes de onda ultravioleta entre aproximadamente 120 a 340 nanómetros. Estas longitudes de onda de la radiación electromagnética están oscurecidas desde el suelo por la capa de ozono protectora de la Tierra.

Los astrónomos estudian múltiples longitudes de onda con el fin de aprender más acerca de los objetos del universo. la adquisición simultánea de datos es esencial con el fin de sacar el mayor conocimiento de ciertos eventos transitorios. Por lo tanto, muy a menudo IUE se utilizó en conjunción con otros telescopios de todo el mundo. Estas colaboraciones han implicado naves espaciales como el telescopio espacial Hubble, el ROSAT, el Observatorio de Rayos Gamma Compton, las sondas Voyager, del transbordador espacial ASTRO-1 y Astro-2 misiones, el Extreme Ultraviolet Explorer, satélite ASCA de Japón, así como numerosos observatorios terrestres.

Aspectos destacados de la ciencia

• Objetos observados por IUE incluyen prácticamente cualquier tipo de objeto en el universo, de los planetas y las estrellas de las galaxias.
• Uno de los puntos fuertes de IUE fue la capacidad de responder rápidamente a los objetivos de oportunidad, tales como cometas, novas y supernovas.
• IUE obtiene los únicos datos ultravioletas de la explosión de la supernova 1987a en la Gran Nube de Magallanes.
• Mediante el seguimiento en el núcleo de rápido movimiento Comet IRAS-Araki-Alcock, IUE fue capaz de obtener la primera detección de azufre molecular en un cometa.
• Durante julio de 1994, IUE (junto con el resto del mundo) pasó una buena cantidad de tiempo de observación de Júpiter, cuando el cometa Shoemaker-Levy colisionó con el planeta.

El International Ultraviolet Explorer (IUE) realiza espectrofotometría a alta (0.1-0.3 Å) y baja (6-7 a) Resolución entre 1150 Å y 3200 Å. Los datos cubren un rango dinámico de aproximadamente 17 magnitudes astronómicas: -2-10 para alta dispersión; -2 Y 14.9 de baja dispersión. Más de 104.000 espectros ultravioleta se obtuvieron con IUE entre el 26 de enero de 1978, y el 30 de septiembre de 1996.

Seguimiento en tiempo real vía satélite para IUE

La exploración del Universo con IUE 1978-1996

¿Cómo se forman los planetas, las estrellas y las galaxias? ¿Cómo evolucionan?

El satélite Explorador Internacional Ultravioleta (IUE) se lanzó en 1978 y operador por la NASA, la ESA y el PPARC para ayudar a dar respuestas a algunas de las preguntas más fundamentales sobre los contenidos de nuestro universo.

IUE sirvió como observatorio orbital geoestacionario durante los siguientes 18 años acumulando más de 100.000 observaciones con sus espectrógrafos ultravioleta de a bordo. La gráfica de todo el cielo que vemos arriba sólo sugiere su prodigiosa producción científica mostrándonos las situaciones de muchas observaciones significativas de IUE durante su larga historia operativa. El brillo de un punto en el cielo representa el número de observaciones de IUE.

La gráfica está en coordenadas galácticas (el plano de nuestra galaxia corre horizontalmente a través del medio) y revela la posición de quásares, galaxias, estrellas, cúmulos estelares, nebulosas, novas y supernovas lejanas (atestiguando el amplio abanico de capacidades de IUE).

También se puede observar el plano de la eclíptica trazando una diagonal a través del centro, debido a muchas observaciones de objetos del sistema solar.

Tras más de 18 años, las operaciones científicas de IUE han terminado hoy de forma oficial al transmitirle los controladores del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA las últimas órdenes al viejo satélite.

Astrónomos de todo el mundo cuyas carreras han sido afectadas por IUE han expresado cariñosas palabras de despedida a al satélite astronómico más productivo y longevo, además de su agradecimiento a todos aquellos que han hecho posible el destacable viaje de exploración de IUE.

Hay entre todos ellos uno que creo que merece una mención especial: el International Ultraviolet Explorer (IUE o Explorador Internacional en el Ultravioleta). Este pequeño satélite fue lanzado en 1978 y estuvo operativo durante 18 años y medio! lo que es un verdadero record dentro de la astronomía espacial. El IUE tenía un espejo de tan sólo 40 centímetros, comparable a muchos de los telescopios que hoy en día puede comprar un aficionado, pero colocado fuera de la Tierra permitió obtener una visión sin precedentes del Universo al captar su radiación ultravioleta y permitir estudios a largo plazo de muchos fenómenos astronómicos interesantes. Las primeras indicaciones de la existencia de agujeros negros de tamaño galáctico o de la existencia de discos alrededor de estrellas jovenes se basaron en datos obtenidos con este satélite. El IUE fue un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la Agencia Espacial del Reino Unido y, tal y como le gustaba mencionar en sus conferencias a Freeman Dyson (“Big and small science”), ha sido durante muchos años el paradigma de la astronomía espacial eficiente (grandes resultados  científicos con un coste mínimo).

En la Figura se muestra cómo era el IUE y la distribución en el espacio de todos los objetos que observó durante su larga vida.

Se apaga tras casi dos décadas el satélite que mas tiempo ha observado el cielo

Diseñado para funcionar durante tres años en órbita, el International Ultraviolet Explorer QUE) ha sobrepasado todas las expectativas de la comunidad científica internacional con un trabajo ininterrumpido durante casi 19 años. El próximo día 30, este telescopio espacial de Europa y EE UU será definitivamente apagado. En su base de datos, ubicada por parte de la Agencia Europea del Espacio (ESA) en la estación de seguimiento de Villafranca del Castillo, Madrid, quedan casi 100.000 observaciones espectroscópicas realizadas con este extraordinario instrumento, información de la que han salido ya 3.500 artículos científicos y más de 500 tesis doctorales. Además, durante muchos años los astrofísicos seguirán exprimiendo los archivos del IUE llenos de datos, sobre la radiación ultravioleta de fuentes cósmicas, radiación que absorbe la atmósfera y que es invisible con telescopios instalados en la Tierra.

“Con el IUE se han hecho avances cruciales, como el descubrimiento de una aurora alrededor de los polos de Júpiter, el hallazgo de azufre en cometas, el descubrimiento de vientos de alta velocidad en otras estrellas, la primera detección del halo caliente en nuestra galaxia o la estrella progenitora de la supernova SN1987A y el anillo alrededor de ésta”, explica Wilem Wamsteker, director del IUE en Villafranca desde hace diez años. “También destacaría la primera detección de radiación en 50 milímetros de fuentes astronómicas distintas al sol, la subsiguiente detección de líneas transparentes en quasares que permitió deducir que en los primeros estadio del universo primitivo se formaron estrellas masivas”, continúa este astrónomo holandés.

El lUE es un programa de la NASA, la ESA y el consejo británico SERC. El satélite pesa 671 kilos y lleva un telescopio de 45 centímetros de diámetro; fue lanzado al espacio en 1978 y colocado en órbita geosíncrona sobre el Atlántico (entre 42.00 y 25.000 kilómetros de altura). Hasta octubre del año pasado su control era compartido por la NASA y la ESA, pero desde esa fecha la responsabilidad del IUE ha sido exclusivamente europea, con 1 un programa especial de la ESA en Villafranca.

Hasta el último momento este observatorio espacial se utiliza para hacer investigación de primera línea. Su equipo ha coordinado, por ejemplo, los programas recientes de estudios planetarios, en concreto de Júpiter en cooperación con la misión Galileo, datos que se añaden a los obtenidos en ultravioleta durante los impactos del cometa Shoemaker-Levy el año pasado contra el planeta gigante. También se ha apuntado el IUE -con un sólo giróscopo en funcionamiento de los seis con los que salió de Tierra para controlar su posición- a estrellas masivas para estudiar mecanismos asociados al viento estelar. En una campaña coordinada con otros telescopios, el IUE ha aportado la información ultravioleta a las observaciones en rayos X y banda óptica de pequeños cuásares. Y no se perdió el paso del cometa Hyakutake este año.”La desaparición de un instrumento estable para observaciones ultravioleta afectará a prácticamente todos los astrónomos”, comenta Wamsteker. Pero el IUE seguirá siendo útil a pesar de convertirse en un pedazo de chatarra espacial. “Es la única instalación astronómica que suministra datos completamente procesados por comunicaciones electrónicas a astrónomos de todo el mundo; cada año proporciona 44.000 espectros a científicos de 31 países”, continúa.

La estrella que no estaba

En 1987 apareció en el cielo una estrella supernova que era visible desde la Tierra a simple vista, fenómeno que no se había producido desde hacía 383 años. Los astrónomos apuntaron inmediatamente hacia la explosión, estelar (SN1987A) todos los telescopios que pudieron. El flujo de radiación ultravioleta que emitía el violento fenómeno sufrió cambios muy rápidos, se enfrió enseguida, y el IUE obtuvo información clave sobre los procesos que estaba sufriendo SN1987A.Con las observaciones del JUE los astrónomos pudieron identificar el astro progenitor de la célebre supernova, es decir, la estrella gigante, azul que estaba en la galaxia Gran Nube de Magallanes antes de la explosión y que había desaparecido tras ésta.

HEAO-1 antes de su lanzamiento

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 12 de agosto de 1977

Reingreso: 15 de marzo de 1979

Vida útil: 2 años

Aplicación: Observatorio espacial

Equipo:

NRL Large Area Sky Survey Experiment (LASS)
Cosmic X-ray Experiment
MIT/SAO scanning Modulation Collimator (MC)

UCSD/MIT Hard X-ray/Low Energy Gamma Ray

Tipo de órbita: Circular

HEAO-1 fue el primer satélite de la serie High Energy Astronomy Observatory. Los tres satélites HEAO se dedicaron completamente a estudios atronómicos. HEAO-1, fue una misión de escaneo del cielo en rayos X, mientras que la pionera HEAO-2 (conocida como Obervatorio Einstein) se dedicó a la obtención de imágenes en rayos X y HEAO-3 se centró en los rayos cósmicos y rayos gamma.

Diagrama del instrumento A4

El HEAO-1 fue lanzado el 12 de agosto de 1977 a una órbita casi circular a unos 445 km de altura, con 22.75º de inclinación y un periodo orbital de aproximadamente 93 minutos. Llevaba a bordo los siguientes instrumentos:

• NRL Large Area Sky Survey Experiment (LASS), también conocido por A1
• Cosmic X-ray Experiment, también conocido por A2
• MIT/SAO scanning Modulation Collimator (MC), también conocido por A3
• UCSD/MIT Hard X-ray/Low Energy Gamma Ray Experiment, también conocido por A4

El 9 de enero de 1979, se le agotó el gas propelente, por lo que el 15 de marzo de ese mismo año el satélite se desintegró en la atmósfera.

Carga útil:

• A1 – Experimento de Gran Área Sky Survey (LASE):
  0,25 a 25 keV, ef. la zona de 7 módulos cada uno de 1350-1900 ^cm2, FOV variaron entre 1 ° X 4 ° a 1 ° x 0,5 ° para colimadores más finos.
• A2 – Experimento cósmico de rayos X (CXE):
  seis contadores proporcionales separadas
  • Detectores de baja energía (LED) 0,15 a 3,0 keV, FEP. zona 2 detectores de 400 ^cm2 cada uno
  • Detector de Energía Medio (MED) 1,5-20 keV, ef. zona 1 del detector a 800 cm ²
  • Detector de Alta Energía (HED) 2,5 a 60 keV, ef. area 3 detectores en 800 cm ² cada uno

MED y SUH tenían varios ajustes FOV, 1.5 ° x 3 °, 3 ° x 3 ° y 3 ° x 6 °

• A3 – Modulación del colimador (MC):
  0,9 a 13,3 keV, ef. la zona 2 colimadores 400 ^cm2 (MC1) y 300 cm ² (MC2), FOV 4 ° X 4 °
• A4 – Hard X-Ray / baja energía de rayos gamma Experimento:
  siete detectores de centelleo phoswich inorgánicos
  • Detectores de baja energía 15-200 keV, FEP. la zona 2 detectores 100 ^cm2 cada uno, FOV 1.7 ° x 20 °
  • Detectores de energía media de 80 keV – 2 MeV, FEP. 4 Área de detectores de 45 cm ² cada uno, FOV 17 °
  • Detector de alta energía de 120 keV – 10 MeV, ef. área de 1 ^cm2 detector 100, FOV 37 °

Ciencia destacados:

• Encuesta completa latitud galáctica Alto flujo limitado (Piccinotti et al., 1982).
• La medición de fondo de rayos X 3-50 keV (Marshall et al. 1980, ApJ, 235, 4.)
• amplio catálogo de fuentes de rayos X (uno para cada experimento).
• Varios cientos de compañeros ópticos y clasificaciones fuente a partir de posiciones de la fuente de rayos X.
• la variabilidad supervisado de una variedad de objetos de AGN a binarias de rayos-X.
• Estudió la variabilidad aperiódica en Cyg X-1 en escalas de tiempo de unos pocos milisegundos
• Descubierto el primer eclipse visto en una binaria de rayos X de baja masa.

Ilustración del instrumento A2

HEAO-1 A1 de todo el cielo de rayos X Catálogo Mapa

Tipo: Observatorio espacial

Organización: ESA

Fecha de lanzamiento: 9 de agosto de 1975^[1][2][3]

Cohete portador: Delta 2913^[2][4][5][6]

Sitio de lanzamiento: Base Vandenberg das Forzas Aéreas^[2]

Regreso: 18 de enero de 1986^[1]

NSSDC ID: 1975-072A

Masa: 277,5 kg^[2][4][7]

Dimensiones: 140 cm de diámetro x 121 cm de altura^[2][4]

COS-B (acrónimo de Celestial Observation Satellite^[4]) fué un observatorio espacial de la Agencia Espacial Europea lanzado el 9 de agosto de 1975 mediante un cohete Delta 2913 desde la Base Vandenberg de la Fuerza Aérea.^[2][4][5][6] Inicialmente pretendía lanzar el satélite mediante un cohete Europa 2, pero se descartó tras los diversos fallos técnicos del mismo.^[4]

Características

La misión de COS-B consistía en la observación de la radiación gamma celeste en el rango de energías entre 25 MeV e 1 GeV con el objetivo de estudiar los púlsares de rayos gamma, cartografiar la Galaxia en rayos gamma y hacer un estudio en detalle del púlsar Geminga.^[8]

El satélite fue inyectado en una órbita altamente elíptica con apogeo de 100.000 km y un perigeo de 350 km y una inclinación orbital de casi 90 graos.^[2]

El satélite tiene forma cilíndrica, con diámetro de 140 centímetros y una altura de 121 centímetros. Teniendo en cuenta las cuatro antenas que sobresalían de la parte inferior del cilindro, la altura total era de 172,2 cm.^[2]

COS-B obtiene información sobre a su orientación a partir de un sensor solar y de un sensor de albedo terrestre. La altitud se controlaba mediante un sistema de control que usa un gas frío (nitrógeno) como propulsor. El mismo sistema servía para ajustar la rotación del satélite a una velocidad dee de 10 revoluciones por minuto, encendiendo un par de toberas de precisión para ajustar el momento angular.^[2]

El sistema de telemetría usaba un transmisor en tiempo real de 6,5 vatios de potencia y con una tasa de transmisión de datos de 160 por 320 bps, seleccionable. La energía eléctrica era proporcionada por 9480 células solares montadas en 12 paneles no cilíndricos del satélite.^[2]

La misión se dio por finalizada en abril de 1982^[4] tras funcionar casi el triple de lo inicialmente estimado (6 años y 8 meses frente a dos años previstos)^[8]. El satélite reentro en la atmosfera el 18 de enero de 1986.^[1]

Instrumentación

Como único instrumento, COS-B llevaba a bordo un telescopio de rayos gamma, que funcionó sin problemas durante toda la misión salvo problemas puntuales con la cámara de chipas y la perdida normal de rendimiento con el paso del tiempo.^[4]

El objetivo principal fue estudiar el espectro y distribución de rayos gamma de la Vía Láctea y el flujo de rayos gamma extragaláctico, estudiando las fuentes conocidas de esta radiación y buscando fuentes aún no conocidas.

Como resultado de la misión se creó el catálogo de fuentes de rayos gamma (catálogo 2GC) y el primer mapa completo del disco de nuestra galaxia.¹

Según Brian Taylor, científico del proyecto COS-B, “Su misión era mapear el firmamento, en particular la Vía Láctea, en longitudes de onda de rayos gamma con energías superiores a 50 MeV. Estos rayos gamma pueden ser creados rayos cósmicos (protones y electrones relativistas), interactuando con el medio interestelar y en campos magnéticos. El objetivo fue buscar sitios en el firmamento donde estas partículas eran aceleradas a velocidades relativistas. Al estar cargadas, las direcciones con las que llegan a la Tierra no guardan relación con su punto de origen, dado que sus trayectorias con alteradas por los campos magnéticos interestelares, a diferencia de los rayos gamma que vienen directos hacia nosotros. COS-B únicamente tenía un instrumento, concebido a mediados de los años 60 y aprobado para su lanzamiento por la ESRO en 1969. En ese momento, los satélites de la ESRO solían portar típicamente siete instrumentos separados, por lo que COS-B fue realmente un caso diferente. No sólo eso, encontrar rayos gamma entre un cantidad 10.000 veces superior de partículas cargadas de rayos cósmicos era todo un reto”.

La principal parte del desarrollo del satélite comenzó en febrero de 1972, siendo el principal contratista MBB Ottobrunn (Alemania) y con subcontratistas en Bélgica, Dinamarca, España, Francia, Italia, Holanda y Reino Unido. El instrumento de rayos gamma fue diseñado y construido por un consorcio formado por cinco institutos de Alemania, Holanda, Francia e Italia.

COS-B fue lanzado el 9 de agosto de 1975 por la ESA en un vehículo de lanzamiento Thor Delta 2913 desde Western Test Range (California). Su diseño era para una vida operativa de un año con margen para otro posible año de operaciones. De hecho, COS-B funcionó correctamente durante 6 años y 8 meses, cuatro años más de lo planeado. Fue finalmente desactivado el 25 de abril de 1982.

El análisis de los datos científicos y la creación del archivo científico de la misión fueron completados en 1985, 10 años después del lanzamiento. Durante su vida, COS-B incremento la cantidad de datos existentes de rayos gamma en un factor 25. Los resultados científicos incluyeron el 2CG Catalogue, que lista cerca de 25 fuentes de rayos gamma, y el primer mapeo completo en rayos gamma de la Vía Láctea. El satélite también observó la fuente binaria de rayos-X Cygnus X-3 y el primer núcleo galáctico activo en rayos gamma, 3C273.

[Fuente de la noticia: ESA]

El fabricante principal de COS-B fue MBB Ottobrunn, en Alemania, aunque hubo partes subcontratadas en Bélgica, Dinamarca, España, Francia, Italia, los Países Bajos, y el Reino Unido.

Astronomische Nederlandse Satelliet

ANS

Información general

Fecha de lanzamiento: 30 de agosto de 1974

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa:129 Kg

Tipo de órbita: Elíptica

Inclinación: 98 Grados

Período orbital: 99,1 minutos

Periastro: 258 Km

Astronomische Nederlandse Satelliet o ANS (también conocido como Astronomical Netherlands Satellite) fue un observatorio espacial en rayos X y ultravioleta de los Países Bajos construido en colaboración con la NASA.

Fue lanzado el 30 de agosto de 1974 en un cohete Scout desde la base aérea de Vandenberg, en Estados Unidos, hacia una órbita heliosincrónica. La misión duró 20 meses, hasta junio de 1976.

ANS podía medir fotones en el rango energético de 2 a 30 keV con un detector de 60 cm². Tenía un telescopio Cassegrain de 22 cm para observar en el ultravioleta.

Características

ANS se dedicó a estudiar y observar el cielo en rayos X y ultravioleta de una órbita sincronizada con el sol de 266 km x 1.176 kilometros y una inclinación orbital de 98 °. Se observó que la gama de energías de rayos X entre 2 y 15 keV y se observa en el rango ultravioleta de longitudes de onda desde 1.500 a 18.000 Angstroms.^[2][4]

La actitud del satélite controlado por bobinas magnéticas que interactúan con el campo magnético por terrestre y volantes de inercia, y la determinación de la posición se lleva a cabo por los sensores solar y el horizonte estelar, así como un magnetómetro.^[2][4]

ANS volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra el 14 de junio de 1976.^[1]

El primer significativa contribución espacio de los Países Bajos en los años setenta del siglo XX, se dio cuenta el diseño, construcción y puesta en marcha de los holandeses satélite astronómico, ANS Esto contribuyó a. UV – y la astronomía de rayos X.

Los astrónomos en las universidades de Groningen y Utrecht querían utilizar durante algún tiempo la posibilidad de estrellas para observar partes del espectro en la tierra por el efecto de filtrado de la atmósfera, no eran visibles. Se hicieron propuestas para un satélite con telescopios de la radiación ultravioleta y la región de rayos X.

Diseño y construcción

Tras el 18 de de diciembre de 1969 Estado obtuvo el satélite fue diseñado y construido por Philips y la antigua División Espacial Fokker y el NLR. En conjunto, estos tres partidos formaron el Industrial Consorcio ANS (ICANS). Para el sector aeroespacial inexpertos ANS era un programa ambicioso. Los instrumentos de observación tenido con gran exactitud (un minuto de arco) pueden ser dirigidos a ciertas estrellas. Esto requiere un satélite estabilizado en tres ejes con una amplia y precisa de control de posición. Con la ayuda de bobinas magnéticas y ruedas de reacción se podría cambiar la posición del satélite, en el que la posición relativa al sol y la tierra se determinó con los sensores solares y un sensor de horizonte. Este sistema fue en ese momento muy ambicioso, y muchos expertos dudaban de que alguna vez fuera a trabajar en el relativamente pequeño satélite que sería ANS. No obstante conseguido los ingenieros en su diseño, y el sistema tuvo tanto éxito que, finalmente, la exactitud de 30 segundos de arco demostraron ser. Debido a que ANS se pondrá en marcha en una época en que la fiabilidad global de misiles que desear izquierda había dos copias del satélite construido. El primer ejemplar fue equipado con instrumentos científicos, la segunda copia se mantiene en reserva. Tras el éxito de la misión ANS ANS repuesto se exhibió durante años en Philips y finalmente en 2004 se prestó para el espacio de exposición de la MRN en Aviodrome al aeropuerto de Lelystad. En el Museo de la Universidad en Groningen es un modelo de prueba totalmente equipada.

Instrumentos

Los astronómicos instrumentos de a bordo:

• UVX – Un telescopio de espejo con un diámetro de 22 cm para hacer observaciones en el ultravioleta porción del espectro electromagnético. Este telescopio fue a las especificaciones SRON construido por la empresa de balones Hermanos de Estados Unidos (ahora Ball Aerospace).
• SXX – Un telescopio de espejo para la suave región de rayos X. A continuación, se hizo uso de un alargado espejo parabólico porque los rayos X son sólo para ser desviada sobre ángulos pequeños. El telescopio fue construido por el Laboratorio de Investigación Espacial en Utrecht.
• HXX – Un telescopio del colimador tipo para los rayos X duros construidas por los EE.UU. MIT.

Sólo en una etapa posterior del diseño se añadió a la Instrumentación HXX. Esta fue una sala de instrumentos a bordo de América ANS recibido a cambio de un lanzamiento libre por un estadounidense cohete explorador. El cohete podría lanzar un peso de hasta 135 kilogramos en el trabajo correcto. Esto requiere una construcción ligera y compacta del satélite.

Trabajo

ANS tuvo que operar desde una órbita polar a una altitud de 500 km. La órbita polar (unos polos norte y sur así) para asegurar que el satélite, con una cara es siempre en el sol orientado, todo ello en medio año firmamento puede observar. Para llevar a cabo observaciones fueron controlados por el ordenador de a bordo se cargó cada doce horas desde el suelo con las instrucciones para el próximo medio día de observaciones.

ANS podían medir de rayos X fotones en el rango de energía de 2 a 30 keV , con un detector de 60 cm ^2, y se utilizó para encontrar las posiciones de galáctico y fuentes de rayos X extragalácticos. También midió su espectro , y miró a sus variaciones en el tiempo. ^[1] Se descubrió estallidos de rayos X, y también detecta los rayos X de Capella. ^[5]

ANS observó también en el ultravioleta parte del espectro, con unos 22 cm (260 cm ²⁾ Cassegrain telescopio. Las longitudes de onda de los fotones observados fueron entre 150 y 330 nm , con el detector dividido en cinco canales con longitudes de onda centrales de 155, 180, 220, 250 y 330 nm. ^[4] En estas frecuencias se tomó más de 18.000 mediciones de alrededor de 400 objetos. ^[1]

Lanzamiento, las operaciones y el retorno

ANS fue el 30 de de agosto de 1974 el lanzamiento. Debido a un defecto en la etapa final del cohete ANS no era la órbita circular destinada a 500 km de altitud arriba pero en órbita elíptica cuyo punto más bajo fue sólo 266 kilometros de altitud. Gracias al hecho de que ANS fue el primer satélite con un reprogramable ordenador de a bordo tiene la forma incorrecta de que el trabajo tuvo poco impacto en el programa de vigilancia de la ANS. Los programas de observación se adaptaron a los nuevos datos del trabajo y en la planta enviada al ordenador de a bordo. En última instancia, ANS, por tanto, se puede llevar a cabo más del 95 por ciento de las observaciones pre-planificado. El satélite trabajó durante más de nueve meses más de lo previsto y las observaciones estaban en 27 de april 1976 se detuvo debido a que el gobierno holandés se detuvo el flujo de dinero, a pesar de que ANS en ese momento todavía estaba funcionando bien. Casi tres años después del lanzamiento ANS pagado el 14 de de junio de 1977 de nuevo en la atmósfera y por lo tanto fue completamente destruida.

Resultados

En 20 meses de tiempo ANS pasó gran parte del mapa del cielo en la parte ultravioleta y de rayos X del espectro. Los principales resultados de la misión fueron:

• Descubrimiento y primeras observaciones de destellos de rayos-X.
• Descubrimiento de los rayos X procedentes de la corona de estrellas, detectado por primera vez en la estrella Capella.
• Descubrimiento de muy diversas emisión de rayos X en el sistema Ceti UV y la estrella YZ CMI.
• El éxito de la ANS fue el comienzo de un segundo satélite astronómico holandesa, las cuentas IRA.
• Para el satélite es el asteroide (9996) ANS desde el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter llamado.

OAO-3 fue lanzado el 21 de agosto de 1972 y se convirtió en la más exitosa de las misiones OAO. Fue un esfuerzo de colaboración entre la NASA y el SERC británico y llevaba a bordo un detector de rayos X construido y un telescopio ultravioleta de 80 cm. Tras el lanzamiento fue renombrado como Copérnico como conmemoración del 500 aniversario del nacimiento de Nicolás Copérnico. El experimento principal a bordo era el telescopio Universidad de Princeton UV, sino que también lleva a un experimento de astronomía de rayos X desarrollado por el University College de Londres / Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard. El experimento de rayos X University College de Londres (UCLXE) constaba de 4 detectores de rayos X co-alineado.

Copérnico estuvo operativo hasta febrero de 1981, retornando espectros de alta resolución de cientos de estrellas junto con concienzudas observaciones en rayos X. Entre los hallazgos de Copérnico destaca el descubrimiento de púlsares con periodos de rotación de varios minutos en vez del valor típico de un segundo o menos.

Características de la misión

Curso de la vida 21 agosto 1972-febrero 1981
Rango de energía: 0,5 – 10 keV (experimento de rayos X)

Carga útil:
3 Wolter tipo 0 de pastoreo telescopios de incidencia con 2 contadores proporcionales (3-9 A y 6-18 a) y un fotomultiplicador canal en los focos.(FOV variable de 1 a 12 minutos de arco)

• 1 contador proporcional (1-3 Å) con un simple tubo de colimación. (2,5 ° X 3,5 ° FOV)

Logros destacados:

• Descubrimiento de varios púlsares período de registro (por ejemplo, X Per).
• Descubrimiento de salsas absorpton en Cyg X-1.
• El seguimiento a largo plazo de los púlsares y otros sistemas binarios de rayos X brillantes.
• La variabilidad observada intensidad rápida de Cen A.

Misión Visión general

El satélite Copérnico fue lanzado en una órbita casi circular de 7.123 kilometros de radio, inclinado a 35 grados, el 21 de agosto de 1972. El experimento principal era un telescopio ultravioleta. Sin embargo, también contenía un experimento cósmico de rayos X. proporcionada por la University College London / MSSL. El cuerpo principal de Copérnico mide 3 x 2 metros. Los paneles solares se fijaron en un ángulo de 34 grados con respecto al eje de observación, y se mantuvieron dentro de los 30 grados de la dom Esta restricción dio lugar a ciertas partes del cielo siendo visible sólo en ciertas épocas del año. Los instrumentos astronómicos fueron co-alineados, con el telescopio UV que reside en el cilindro central del satélite y el experimento de rayos X en una de las bahías que lo rodean. Mientras que el telescopio UV estaba observando, los detectores de rayos X tomaron principalmente mediciones de fondo. De vez en cuando, el detector de rayos X observó una fuente de rayos X en el campo de visión del objetivo UV. Se operó hasta febrero 1981.

El experimento de rayos X

Hubo 4 detectores de rayos X en el experimento UCL / MSSL. El detector principal era un contador proporcional sensible a la keV rango de energía 2,5-10,0 (1-3 Å). Tenía un simple tubo de colimación con un campo FWHM 2,5 x 3,5 grados de visión. El área efectiva fue 17,8 cm ² con una sensibilidad de aproximadamente 3 mCrab. Los otros dos contadores proporcionales y un channeltron, en los focos de los telescopios de incidencia rasante. El channeltron sufría de fondo de alta UV y no era científicamente productiva. Los contadores proporcionales cubren el rango de energía de 0,7-1,5 keV y 1.4 a 4.2 keV (6-18 Å y 3-9 Å). Por el uso inteligente de las paradas en los focos, los campos de visión y las áreas efectivas podrían establecerse a 10′ (12,3 cm ^2), 3 ‘(11,3 cm ^2), o 1′(7,6 ^cm2) y 10′ (3,7 ^cm2), 6 ‘(2,4 cm ^2), o 2′ (1,0 cm ²⁾ para los sistemas de alta y baja energía, respectivamente. Estos 2 sistemas se convirtieron en inoperable en julio de 1973 debido a un fallo de un obturador de fondo.

El tiempo básico de acumulación fue de 62,5 segundos, seguido de 24 segundos de tiempo muerto. Por lo tanto, efectivamente, hubo un segundo intervalo de muestreo de 86.509. Había una manera de forzar a una mejor resolución de tiempo (a múltiplos de 1,62 s, J20 este modo fue nombrado), que fue utilizado en ocasiones para la observación de las fuentes luminosas, en busca de ráfagas, etc. Sin embargo este modo fue utilizado en algunas ocasiones y fue no científicamente útil. Un pulso analizador de altura de seis canales se podría conectar a uno cualquiera de los 3 contadores proporcionales y se utiliza para recoger información espectral.

En todo caso, el honor de ser el segundo telescopio en el espacio le corresponde al Orión-1, lanzado por la URSS el 19 de abril de 1971 a bordo de la primera estación espacial de la historia, la Salyut 1. El Orión-1 era un pequeño reflector de 28 cm de diámetro y 140 cm de focal de tipo Mersenne, paradójicamente muy parecido a los telescopios de aficionado Schmidt-Cassegrain que podemos encontrar en la actualidad. Al igual que el OAO-2, el Orión-1 estaba diseñado para estudiar el ultravioleta y de este modo sacar partido a su privilegiada situación.

Una nave Soyuz (izquierda) acoplándose a la Salyut 1.

La característica que hizo único al Orión-1 es que se trató del primer telescopio en ser controlado por un humano en el espacio. La tripulación de la Soyuz 10 debía haber sido la primera en trabajar con este telescopio, pero no logró acoplarse completamente con la estación y hubo de regresar a la Tierra con las manos vacías. Poco después, los cosmonautas de la Soyuz 11 Georgi Dobrovolsky, Víktor Patsáyev y Vladislav Vólkov lograron acoplarse a la Salyut y se convirtieron así en los primeros habitantes de una estación espacial. Sería Patsáyev el primero en manejar el Orión-1 dentro de la estación, por lo que fue el primer “astrónomo espacial”.

Telescopio espacial Orión.

Pese a que batió el récord de permanencia en el espacio, la tripulación de la Soyuz 11 murió durante su regreso a la Tierra debido a una despresurización causada por un fallo en una de las válvulas de la cápsula. En los años  siguientes se siguieron lanzando telescopios espaciales para observar distintas regiones del espectro, aunque no sería hasta 1990 cuando, tras múltiples retrasos, haría su aparición el Telescopio Espacial Hubble. El Hubble no fue, como hemos visto, el primer telescopio en órbita, pero su espejo primario de 2,4 metros lo convirtió en el primer gran observatorio espacial. Además del Hubble, varios telescopios espaciales nos han mostrado cómo son esos otros cielos en distintas longitudes de onda. Gracias a ellos, la astronomía ya no volverá a ser la misma.

Representación artística del Uhuru

Organización: NASA

ID COSPAR: 1970-107A

SatCat №: 4797

Fecha de lanzamiento: 12 de diciembre de 1970

Cohete: Scout B S175C

Sitio de lanzamiento: San Marcos

Vida útil: 3 años

Aplicación: Observatorio espacial (rayos X)

Equipo: Dos contadores de rayos X para el rango entre 2 y 20 keV

Peso: 141,5 kilogramos (312 lb)

Tipo de órbita: Elíptica casi ecuatorial

Excentricidad: 0.002956

Inclinación: 3 grados

Período orbital: 96 minutos

Periastro: 520 km

Apogeo_ 560,0 kilómetros (348,0 millas)

Instrumentos: All-Sky-Ray X Encuesta

Uhuru, lanzado por la NASA fue el primer satélite lanzado específicamente para el estudio de la astronomía de rayos-X. También es conocido como Small Astronomical Satellite 1 (SAS-1)

Este observatorio espacial fue lanzado el 12 de diciembre de 1970 a una órbita de unos 560 km de apogeo, 520 km de perigeo, 3 grados de inclinación, con un periodo de 96 minutos. La misión terminó en marzo de 1973. Llevó a cabo la primera búsqueda en todo el cielo de fuentes de rayos X en el rango de 2 a 20 keV. El satélite disponía de dos contadores de rayos X, que detectaban los fotones que llegaban con ese intervalo de energías. Se encontraron 339 fuentes que pudieron ser identificadas y analizadas.

Uhuru era una misión de exploración, con un período de rotación de ~ 12 minutos. Se realizó el primer estudio exhaustivo de todo el cielo de rayos-X de fuentes, con una sensibilidad de alrededor de 0.001 veces la intensidad de la nebulosa de cangrejo.

El nombre del satélite, Uhuru, significa «libertad» en suajili. Fue nombrado así en reconocimiento por la hospitalidad de Kenia desde donde fue lanzado a su órbita, y en conmemoración del séptimo aniversario de la declaración de independencia de ese país.

Los principales objetivos de la misión fueron: ^[1]

• Para examinar el cielo de fuentes de rayos X cósmicos en el rango de 2-20 keV a una sensibilidad límite de 1.5 × 10 ^-18 J / ^(cm2 sec), 5 × 10 ^-4 el flujo de la nebulosa de cangrejo
• Para determinar las ubicaciones de origen discretas con una precisión de unos pocos minutos de arco cuadrados para las fuentes fuertes y unas pocas décimas de un grado cuadrado en el límite de sensibilidad
• Para estudiar la estructura de las fuentes extendidas o regiones complejas con una resolución de alrededor de 30 minutos de arco
• Para determinar las características espectrales brutos y la variabilidad de las fuentes de rayos X
• Para llevar a cabo, siempre que sea posible, coordinada y / o observaciones simultáneas de objetos de rayos X con otros observadores.

Instrumentación

La carga útil consistió en dos conjuntos de contadores proporcionales, cada una con ~ 0,084 m² área efectiva. Los contadores fueron sensibles con eficiencia más de 10% a de rayos X fotones en el ~ 2-20 keV gamma. El límite inferior de energía se determinó por la atenuación de las ventanas de berilio del medidor, más una cubierta térmica delgada que se necesitaba para mantener la estabilidad de la temperatura de la nave espacial. El límite de energía superior se determina por las propiedades de transmisión del contador de gas de llenado. Discriminación de pulso-forma y anticoincidence técnicas fueron utilizadas para filtrar las emisiones de partículas y fotones de alta energía indeseables en el fondo. Se utilizó el análisis de altura de impulsos en ocho canales de energía para obtener información sobre la energía del espectro de los fotones incidentes. Los dos conjuntos de contadores se colocaron de nuevo a la espalda y se colimados a 0,52 ° X 0,52 ° y 5,2 ° x 5.2 ° (anchura a media altura), respectivamente. Mientras que el detector 0.52 ° dio resolución más fina angular, el detector de 5,2 ° tenía una sensibilidad más alta para las fuentes de aislados.^[1]

Resultados

Uhuru logró varios avances científicos pendientes, incluyendo el descubrimiento y el estudio detallado de las acreción de propulsión pulsantes fuentes de rayos X binarios tales como Cen X-3, Vela X-1, y su X-1, la identificación de Cygnus X-1, el primer candidato fuerte para un astrofísico agujero negro, y muchos importantes fuentes extragalácticas. El Catálogo de Uhuru, publicado en cuatro versiones sucesivas, el último de ellos el catálogo 4U, fue el primer catálogo exhaustivo de rayos X, contiene 339 objetos y cubre todo el cielo en la banda de 2-6 keV.^[2] La versión final de la catálogo de fuente se conoce como el catálogo de 4U;^[3] versiones anteriores fueron los catálogos 2U y 3U. Las fuentes están referenciadas como, por ejemplo, “4U 1700-37“.

• En primer lugar completo y uniforme en todo el estudio del cielo con una sensibilidad de 10 ^-3 la intensidad del cangrejo.
• Los 339 fuentes de rayos X detectados son binarios, restos de supernovas, galaxias Seyfert y cúmulo de galaxias
• El descubrimiento de la emisión de rayos X difusa de los cúmulos de galaxias

Instrumentación

La carga útil consistió en dos conjuntos de contadores proporcionales cada uno con ~ 0.084 SQ-m área efectiva. Los contadores fueron sensibles con más del 10 por ciento de eficiencia a los fotones de rayos X en el rango de 2-20 keV ~, límite de la menor sensibilidad se determinó por la atenuación de las ventanas de berilio del medidor, más una cubierta térmica delgada que se necesitaba para mantener la estabilidad de la temperatura de la nave espacial. El límite superior se determina por las propiedades de transmisión del gas de llenado, discriminación Pulse-forma y técnicas anticoincidence se utilizaron para reducir el fondo debido a las partículas y fotones de alta energía. Se utilizó el análisis de altura de impulsos en ocho canales para obtener información sobre la distribución de la energía de los fotones incidentes. Los dos conjuntos de contadores se colocaron de nuevo a la espalda y se colimados a 0,52 ° X 0,52 ° y 5,2 ° x 5.2 ° (anchura a media altura), respectivamente. Mientras que el detector de 0,5 ° dio una resolución más fina angular, el detector 5 ° tenía una sensibilidad más alta para las fuentes aisladas.

Giacconi, Riccardo (1931).

Físico italoamericano, galardonado con el Premio Nobel de Física en 2002 “por sus pioneras contribuciones a la astrofísica que le llevaron al descubrimiento de las fuentes de Rayos X de origen cósmico”.

Nacido en Génova (Italia) en 1931, se doctoró en 1954 en la Universidad de Milán y después continuó sus estudios en las Universidades de Milán, Indiana y Princeton, donde ejerció como docente. Ya en 1959 se incorporó a la American Science and Engineering Corporation (ASE), una pequeña compañía con 28 empleados dedicada a proyectos de investigación espacial financiados con fondos gubernamentales. Su trabajo estaba centrado en el diseño de instrumentos para los programas espaciales impulsados por el departamento estadounidense de Defensa y por la NASA.

En el ámbito de la astrofísica, Giacconi es conocido como el padre de la astronomía de Rayos X, ya que en 1962 se convirtió en el primer investigador que lograba detectar fuentes de Rayos X extrasolares. Los Rayos X solares habían sido detectados por primera vez por T. Robert Burnright, mediante un detector montado en un cohete y, posteriormente, por Herbert Friedman que después intentó detectar Rayos X provenientes de otras estrellas pero fracasó. El grupo liderado por Giacconi desarrolló un sensor 1.000 veces más sensible que los hasta entonces existentes y, tras dos intentos fallidos, en junio de 1962 consiguió detectar una fuente de Rayos X situada en la constelación de escorpio que ha venido en llamarse Sco X-1.

En 1970 puso en marcha el proyecto UHURU; primer satélite lanzado con el objetivo exclusivo de explorar los Rayos X extrasolares. Los instrumentos del UHURU detectaron cientos de fuentes externas al sistema solar, algunas de ellas sin correspondencia con objetos visualmente reconocibles. El equipo dirigido por Giacconi llegó a la conclusión de que las emisiones de Rayos X detectadas procedían de objetos muy compactos y no visibles que se mantenían en órbita alrededor de algunas estrellas. Estas emisiones sólo podían deberse a estrellas de neutrones o agujeros negros como partes integrantes de un sistema binario de estrellas. Los agujeros negros habían sido formulados hipotéticamente con anterioridad pero nunca habían sido detectados. También se encontraron fuentes similares a escala mucho mayor en el centro de galaxias. Giacconi probó además que en el Universo existe una radiación de fondo de Rayos X procedente del instante primigenio del Universo, pareja a la demostrada en el espectro de microondas.

Guardar

El OAO-2 fue lanzado el 7 de diciembre de 1968, llevando 11 telescopios ultravioletas. Realizó observaciones con éxito hasta enero de 1973 y realizó bastantes descubrimientos científicos, entre los que cabe destacar que los cometas están rodeados por enormes halos de hidrógeno de varios miles de kilómetros, así como interesantes observaciones de novas en luz ultravioleta.

Básicamente era un satélite de dos toneladas que fue bautizado como con el nombre de “Stargazer” una vez en el espacio.

Estrictamente hablando, el OAO contaba con varios telescopios distintos, aunque el instrumento estrella estaba formado por cuatro telescopios de 30,48 centímetros de diámetro, cada uno de ellos conectados a una cámara de televisión especial para poder estudiar el espectro ultravioleta, una de las regiones prohibidas para la astronomía terrestre.

Para entonces, la NASA decidió lanzar primero el OAO-A2, en vez del OAO-B, dado que llevaba un instrumental que en parte se asemejaba al de su desgraciado antecesor. El llamado en órbita OAO-2 despegó el 7 de diciembre de 1968, esta vez a bordo de un cohete Atlas SLV3C Centaur-D, y obtuvo un éxito resonante. Pesó 1.995,8 Kg al despegue (el satélite no tripulado más pesado de la NASA hasta ese momento) y quedó situado en una órbita circular de unos 750 Km, donde recibió el nombre de Stargazer. Dedicado plenamente a la astronomía ultravioleta y equipado con 11 telescopios, funcionó con normalidad durante 16 meses, período durante el cual obtuvo más de 8.500 imágenes del cielo, aproximadamente una décima parte de la bóveda celeste. Los astrónomos pudieron hacer mediciones de unas 5.000 estrellas, así como de cometas (Bennett, Tago-Sato-Kosaka) y de la luz zodiacal. También se empleó para mirar hacia algunos planetas, como Marte y Júpiter, lo que permitió medir la composición de la atmósfera marciana y su presión, así como la de Júpiter. Especialmente interesante fue la observación como primicia de la nebulosa del Cangrejo, en el ultravioleta, de estrellas variables, novas, etc. El OAO-2 fue apagado el 13 de febrero de 1973, cuando falló el sistema de energía de los instrumentos.

Por primera vez la Humanidad conseguía levantar el velo de la atmósfera y ante nosotros se nos presentaba un Universo como nunca antes nadie, literalmente, lo había visto. Desgraciadamente, la resolución del OAO no permitía obtener imágenes espectaculares, pero sí nos enseñó que el cielo en ultravioleta era muy diferente del que se podía ver desde la Tierra.

En los años siguientes se siguieron lanzando telescopios espaciales para observar distintas regiones del espectro hasta llegar finalmente en 1990 al telescopio espacial Hubble. El Hubble no fue, como hemos visto, el primer telescopio en órbita, pero su gran espejo primario de 2,4 metros lo convirtió en el primer gran observatorio espacial. Después del mismo aparecieron otros grandes observatorios que cambiaron para siempre a la astronomía.

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 8 de noviembre de 1968

Vehículo de lanzamiento: Delta

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral

Aplicación: Estudio del viento solar, el campo magnético interplanetario y los rayos cósmicos

Configuración: Cilíndrica

Masa: 147 kg

Dimensiones: 0,94 m de diámetro x 0,81 m de alto, con mástiles de hasta 1,8 m de longitud

Potencia: 79 vatios

NSSDC ID: 1968-100A

Tipo de órbita: Heliocéntrica

Instrumentos principales

6 instrumentos diferentes, incluyendo un analizador de plasma y un detector de rayos cósmicos

Tasa de datos: 512, 256, 64, 16 o 8 bps

Pioneer 9, también denominada Pioneer D, fue una sonda espacial de la NASA lanzada el 8 de noviembre de 1968 mediante un cohete Delta desde Cabo Cañaveral.

Pioneer 9 fue la cuarta sonda de una serie de sondas (formada por Pioneer 6, Pioneer 7, Pioneer 8 y Pioneer E, con las que trabajó conjuntamente) con la misión de realizar el primer estudio detallado del viento solar, el campo magnético interplanetario y los rayos cósmicos, proporcionando datos prácticos sobre las tormentas solares.

La sonda estaba estabilizada por rotación, con un giro de 60 rpm y con el eje de giro perpendicular al plano de la eclíptica. Tenía forma de cilindro recubierto de células solares del cual sobresalen antenas y mástiles. Disponía de una antena direccional de alta ganancia, pudiendo transmitir a 512, 256, 64, 16 o 8 bps. El formato del envío de datos era seleccionable entre cuatro posibles modalidades, con tres de esas cuatro aptas para el envío de datos científicos (32 palabras de 7 bits por trama). La otra modalidad era utilizada para enviar telemetría sobre el estado de la sonda. A su vez, se disponía de cuatro modos de operación:

• Tiempo real: los datos eran obtenidos y transmitidos directamente, sin ser almacenados, según la velocidad de envío y la modalidad seleccionada.
• Almacenamiento de telemetría: los datos eran guardados y enviados simultáneamente, según la velocidad de envío y la modalidad seleccionada.
• Almacenamiento del ciclo de trabajo: se recogía y guardaba una única trama de datos científicos a la mayor velocidad posible, 512 bps; el intervalo entre la recogida y almacenamiento de sucesivas tramas era seleccionable a entre 2 y 17 minutos, con una capacidad total para almacenar datos hasta durante 19 horas.
• Lectura de memoria: se enviaban los datos leyéndolos de la memoria de la sonda, enviándolos a la velocidad adecuada según la distancia de la nave a la Tierra.

La Pioneer 9 quedó fuera de servicio en 1983.

Wednesday, 20 July 2016

NASA Ciencia espacio datos coordinados archivo HeaderPioneer 9NSSDCA/COSPAR ID: 1968-100ADescription Pioneer 9 era el cuarto de una serie de solares orbitando, hacer girar-estabilizado, y células solares y baterías satélites diseñados para obtener mediciones de fenómenos interplanetarios de ampliamente separaron puntos en el espacio de manera continua. La nave espacial lleva a experimentos para estudiar los iones positivos y electrones en el viento solar, la densidad del electrón interplanetaria (experimento de propagación de radio), los rayos cósmicos galácticos y solares, el campo magnético interplanetario, polvo cósmico y campos eléctricos. Además, se implementó un nuevo proceso de codificación para Pioneer 9.

Su antena principal era una direccional de alta ganancia. La nave espacial era hacer girar-estabilizado en cerca de 60 rpm, y el eje de giro es perpendicular al plano de la eclíptica y apuntando hacia el polo sur de la eclíptica. Por orden de la tierra, una de las tasas de cinco bits, uno de los cuatro datos formatos y uno de cuatro modos de funcionamiento podría ser seleccionado. Las tasas de bit cinco fueron 512, 256, 64, 16 y 8 bps. Tres de los cuatro formatos contienen principalmente datos científicos y consistió en 32 palabras de siete bits por fotograma. Un formato de datos científicos se utilizó en las dos más altas velocidades de bits, otro fue utilizado en las tres tasas de bits más baja y la tercera contiene los datos de sólo el experimento de propagación de radio.El cuarto formato de datos contiene datos de ingeniería principalmente. Los cuatro modos de funcionamiento fueron en tiempo real, telemetría-tienda, tienda de ciclo de trabajo y lectura de memoria. En el modo en tiempo real, los datos muestreados y transmitidos directamente (sin almacenamiento) como se indica por el tipo de formato y bits de datos seleccionado. En el modo tienda de telemetría, los datos almacenados y transmitidos simultáneamente en el formato y en la tasa de bits seleccionado. En el modo de tienda de ciclo de trabajo, un único fotograma de datos científicos fue recogido y almacenado a una velocidad de 512 bps. El período de tiempo entre la recolección y almacenamiento de fotogramas sucesivos podría variarse por comando de tierra entre 2 y 17 min para proporcionar cobertura de datos parciales por periodos de hasta 19 h, como limitado por la capacidad de almacenamiento de bits. En el modo de lectura de memoria, datos fueron leídos hacia fuera en cualquier tasa de bits era apropiado a la distancia del satélite de la tierra.

El contacto con Pioneer 9 por los controladores se mantuvo hasta mayo de 1983. Controladores de la misión hizo una tentativa fracasada en 1987 en contacto con la nave espacial. La misión fue declarada inactiva en ese momento.