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SAS-3

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Pequeño Satélite astronomía 3

Operador: NASAsas31

ID COSPAR: 1975-037A

SatCat №: 07788

Duración de la misión: 4 años

Fabricante: APL · Universidad Johns Hopkins

Masa de lanzamiento: 196,7 kilogramos (434 lb)

Potencia: 65.0 vatios

Fecha de lanzamiento: 7 mayo de 1975 22:45:01 UTC

Cohete: Explorador F-1 S194C

Sitio de lanzamiento: San Marcos

Fin de la misión: 09 de abril 1979

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: LEÓN

Excentricidad: 0.0000313

Perigeo: 509,0 kilómetros (316,3 millas)

Apogeo: 516,0 kilómetros (320,6 millas)

Inclinación: 3.0033 °

Período: 94,90 minutos

RAAN: 13.5403 grados

Argumento del perigeo: 37.2127 grados

La media de anomalía: 322.7960 grados

La media de movimiento: 16.22945651

Época: 08 de abril 1979

Número de revoluciones: 21935

SAS 3 naves espaciales, ya que podría haber aparecido desplegado en órbita. El eje de giro nominal, o eje + z, apunta a la parte superior derecha, con la RMC y una estrella de seguimiento para la determinación de la actitud. El resto de instrumentos y un segundo punto de la estrella de seguimiento de la imagen hacia el espectador. Los cuatro paneles solares cargadas las baterías durante el día de la órbita.

El satélite 3 Pequeño Astronomía (SAS 3, también conocido como SAS-C antes de su lanzamiento) de la NASA era una astronomía de rayos X del telescopio espacial.[1] Funcionaba del 7 de mayo de 1975 a abril de 1979. Se cubrió la de rayos X rango con cuatro experimentos a bordo. El satélite, construido por la Universidad Johns Hopkins Laboratorio de Física Aplicada (APL), fue propuesto y está operado por el MIT Center ‘s para la Investigación Espacial (RSE). Se puso en marcha en un explorador del vehículo del italiano plataforma de lanzamiento de San Marcos cerca de Mombasa, Kenia, en una baja de la Tierra, órbita casi ecuatorial. También se conoce como el Explorador de 53 años, como parte de la NASA del Explorador.[2]

La nave espacial era de 3 ejes estabilizado con un volante de inercia que se utilizó para establecer la estabilidad de la rotación nominal, o eje z. La orientación del eje z podría ser alterada durante un período de horas utilizando bobinas par magnético que interactúan con el campo magnético de la Tierra. Los paneles solares cargadas las baterías durante la parte de la luz del día de cada órbita, por lo que SAS 3 tenía esencialmente no fungibles para limitar su tiempo de vida más allá de la vida de las grabadoras, baterías, y arrastre orbital. La nave espacial suelen funcionar en un modo de rotación, girando a una revolución por la órbita de 95 minutos, por lo que los experimentos LED, tubos y colimador listón, que daban a lo largo del eje y, podían ver y explorar el cielo de manera casi continua. La rotación también podría ser detenido, lo que permite extendido (hasta 30 min) señaló observaciones de fuentes seleccionadas por los instrumentos del eje y. Los datos fueron registrados a bordo por los grabadores de cinta magnética, y se reproducen durante la estación de pases de cada órbita.[3]sas33

SAS 3 fue mandado desde la NASA del Centro Espacial Goddard de Vuelo (GSFC) en Greenbelt MD, pero los datos fueron transmitidos por el módem al MIT para el análisis científico, donde el personal científico y técnico estaban de guardia las 24 horas del día. Los datos de cada órbita se sometieron a buscar rápido análisis científico en el MIT antes de la siguiente pasada estación orbital, por lo que el plan operativo ciencia podría ser alterado por instrucciones por teléfono desde el MIT para GSFC con el fin de estudiar los objetivos en tiempo casi real.

Objetivos

Los principales objetivos científicos de la misión fueron:

  1. Determinar las ubicaciones de origen de rayos X brillantes con una precisión de 15 segundos de arco
  2. Fuentes de estudio seleccionado sobre el rango de energía keV 0,1-55
  3. Buscar permanentemente el cielo de novas de rayos X, bengalas, y otros fenómenos transitorios

Instrumentación

SAS 3 lleva cuatro experimentos:

SAS-3 lleva cuatro experimentos de rayos X: colimador de modulación, colimadores de listón, colimadores y suave tubo concentrador de rayos X. La figura muestra la ubicación de cada experimento como montado en el satélite SAS-3. El eje Z es perpendicular a los paneles solares. A continuación sigue una breve descripción de los experimentos a bordo:

  • 2 giratorias sistemas de modulación del colimador. Estos eran compuesto de un colimador de modulación en frente de un banco de contadores proporcionales que detectan de rayos X en las bandas 2-6 y 6-11 keV. El colimador tiene una banda de transmisión con una FWHM de 4,5 minutos de arco y un campo de visión general de 12 ° x 12 ° centrados en la dirección paralela al eje de giro (satélite eje Z).
  • 3 cruzaron colimadores de listón cada uno con contador proporcional. Fueron diseñados para controlar una gran parte del cielo en una amplia banda de direcciones centradas en el plano perpendicular al eje de rotación del satélite (+ Z). Cada detector consistía en un contador proporcional y colimador con un área en el eje efectivo de 75 SQ-cm. Los colimadores definen 3 largas, campos de visión estrecho que se cortan en el eje + Y y están inclinados con respecto al plano YZ del satélite en los ángulos de -30 °, 0 ° y + 30 °, respectivamente. Durante el modo de escaneado, una fuente de rayos X aparecería sucesivamente en las 3 detectores. Tres líneas de posición podrían entonces ser obtenidos, y su intersección determina la verdadera posición de la fuente. El colimador centro tenía un campo de visión con FWHM 1 ° por 32 ° y un FW de 2 ° por 120 °. Los colimadores izquierdo y derecho tenían más estrecha, pero las respuestas similares, es decir, 0,5 ° por 32 ° (FWHM) y 1,0 ° por 100 ° (FW). Los contadores proporcionales estaban llenas de argón y fueron sensibles en el rango de 5-15 keV. Además el detector centro tenía también un contador de xenón, que se encuentra detrás del detector de argón, que se extienden a la respuesta a 60 keV En el rango de energía 1.5-6 keV, 1 cuenta / s = 1.5×10 -10 erg / cm cuadrados-/ s de un espectro similar a un cangrejo. En cualquier órbita dada, ~ 60% del cielo fue escaneada por el detector de listón centro con una exposición que van desde 300 hasta 1125 SQ-cm seg.
  • colimadores 3 de tubo (que estaban situados encima, debajo y a la izquierda de los colimadores de listones) que define un campo de visión circular 1,7 grados. El colimador tubo situado por encima del colimador listón estaba inclinada en un ángulo de 5 grados por encima del eje Y, y por lo tanto podría ser utilizado como una referencia de fondo para los demás colimadores tubo que ven a lo largo del eje y.
  • 1 sistema detector de baja energía a la derecha de los colimadores de listón. Consistía en un conjunto de incidencia 4 de pastoreo, los concentradores parabólicos reflexión con 2 contadores de corrientes de gas independientes sensibles a los rayos X en el rango de 0,15 a 1,0 keV.

Los resultados de investigación

SAS 3 fue especialmente productivo debido a su flexibilidad y capacidad de respuesta rápida. Entre sus resultados más importantes fueron:

  • Poco después del descubrimiento de la primera carga de dispersión de rayos X por los ANS , un intenso período de descubrimiento fuente de la explosión por SAS 3 conducido rápidamente al descubrimiento y caracterización de una docena de objetos adicionales, incluyendo el famoso rápido Burster,[4] MXB1730- 335.[5] [6] Estas observaciones estableció la identificación de reventar fuentes de rayos X con los sistemas binarios de estrellas de neutrones.
  • La RMC fue el primer instrumento para proporcionar rutinariamente posiciones de rayos X que eran suficientemente precisos para permitir el seguimiento por los observatorios ópticos para establecer contrapartidas ópticas de rayos-X /, incluso en las regiones llenas de gente cerca del plano galáctico. Alrededor de 60 posiciones se obtuvieron con una precisión del orden de 1 minuto de arco o menos. Las identificaciones de código resultantes ayudaron a conectar la astronomía de rayos X para el cuerpo principal de la astrofísica estelar.
  • Descubrimiento del 3,6 s pulsaciones del transitoria estrella de neutrones/La estrella binaria 4U 0115 + 63.,[7] que conduce a la determinación de su órbita y la observación de una línea de absorción del ciclotrón en su fuerte campo magnético. Muchos son binarios estrella estrella / de neutrones fueron descubiertos posteriormente como una clase de emisores de rayos X.
  • El descubrimiento de la emisión de rayos X desde HZ 43 (una enana blanca aislada),[8] Algol, y desde soy ella,[9] el primer sistema binario enana blanca altamente magnético se ve en las radiografías.
  • Establecida la localización frecuente de fuentes de rayos X cerca de los centros de los cúmulos globulares.
  • En primer lugar la identificación de un QSO a través de su emisión de rayos X.
  • El instrumento de rayos X blandos estableció que la intensidad difusa 0,10 a 28 keV generalmente se correlaciona inversamente con el neutro H densidad de la columna, lo que indica la absorción de fuentes difusas externos por el plano galáctico medio interestelar.[10]

Principales investigadores sobre SAS 3 eran profesores del MIT , George W. Clark, Hale V. Bradt, y Walter HG Lewin. Otros contribuyentes importantes fueron los Profesores Claude Canizares y Saul A. Rappaport, y los Dres Jeffrey A. Hoffman, George Ricker, Jeff McClintock, Rodger E. Doxsey, Garrett Jernigan, John Doty, y muchos otros, incluyendo numerosos estudiantes graduados.

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