Granat (observatorio espacial)

Organización: Programa espacial de la URSS

Fecha de lanzamiento: 1 de diciembre de 1989

Vida útil: 9 años

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 4400 Kg

Dimensiones: Altura: 6,5 m; Envergadura: 8,5 m

Equipo: Siete instrumentos científicos.

Tipo de órbita: Elíptica

Inclinación: 87 Grados

Período orbital: 5899,9 minutos

Periastro: 53.697 Km

Granat (en ruso, Гранат) fue un observatorio espacial soviético desarrollado en colaboración con Francia, Dinamarca y Bulgaria. Estaba diseñado para observar en rayos X y rayos gamma, en energías en el rango entre 3 y 200 keV. Fue lanzado el 1 de diciembre de 1989 por un cohete Proton a una órbita de 53697 km x 149862 km, con una inclinación orbital de 87 grados. La misión finalizó el 27 de noviembre de 1998.

Granat era un observatorio estabilizado en los tres ejes y la última de las naves de clase Venera construidas por NPO Lavochkin. Similar al observatorio Astron lanzado en 1983, fue denominado inicialmente Astron 2, para más tarde cambiársele el nombre.

Pesaba 4,4 toneladas, con casi 2,3 toneladas de instrumentación científica. Medía 6,5 metros de alto, con una envergadura de 8,5 metros. Los paneles solares le proporcionaban una potencia de unos 400 vatios.

Instrumentos

SIGMA

Telescopio de rayos X duros y rayos gamma de baja energía, construido por instituciones francesas. Cubría el rango de energías de 35 a 1300 keV, un área efectiva de 800 cm² y un campo de visión de 5ºx5º. Su resolución angular máxima era de 15 minutos de arco.

ART-P

Telescopio de rayos X de construcción soviética. Cubría el rango de 4 a 60 keV para la obtención de imágenes y de 4 a 100 keV para espectroscopia.

ART-S

Espectrómetro de rayos X, de construcción soviética, para el rango de energías entre 3 y 100 keV, con un campo de visión de 2ºx2º.

PHEBUS

Construido por el CERS francés, era un detector diseñado para registrar eventos transitorios en el rango entre 100 keV y 100 MeV.

WATCH

Construidos por Dinamarca, se trataba de cuatro instrumentos idénticos para el rango entre 6 y 180 keV.

KONUS-B

De construcción soviética, disponía de siete detectores distribuidos alrededor del observatorio para registrar fotones con energías de 10 keV a 8 MeV.

TOURNESOL

Instrumento francés compuesto por cuatro contadores y dos detectores ópticos. Los contadores registraban fotones con energías entre 2 keV y 20 MeV en un campo de visión de 6ºx6º.

Resultados científicos

• Observación intensa (más de 5 millones de segundos de observación acumulados) del centro galáctico.
• Descubrimiento de líneas de aniquilación positrón-electrón en el microquasar 1E1740-294 y la nova de rayos X GRS 1124-683.

 Granat (1989-1999)

Uno de los satélites astronómicos soviéticos (y luego rusos) más famosos fue el observatorio orbital Granat (“granada”), un proyecto desarrollado en colaboración con Francia, Dinamarca y Bulgaria. Fue lanzado al espacio el 1 de diciembre de 1989 y funcionó durante más de nueve años (hasta el 29 de mayo de 1999). Su período de rotación alrededor de la Tierra era de cuatro días. Pesaba 4,4 toneladas, de las que 2,3 eran carga útil. Fue colocado en una órbita de un apogeo alto: de 200 000 kilómetros, mientras que el punto más cercano de su órbita a la Tierra era 100 veces menor, de 2000 kilómetros.

Durante los primeros cuatro años de su funcionamiento, Granat descubrió numerosos agujeros negros y estrellas de neutrones (es decir, remanentes estelares dejados por estrellas supergigantes que agotaron el combustible nuclear y explotaron), candidatos a agujeros negros y estrellas de neutrones, entre ellos el primer microquasar hallado, GRS 1915+105. Descubrió también una radiofuente compacta y extremadamente brillante alrededor del centro de la galaxia, Sagitario A*, el supuesto agujero negro supermasivo. En la literatura científica contemporánea existen más de 5000 trabajos que albergan referencias a los resultados de explotación de Granat.

Dos años después de su lanzamiento, el observatorio empezó a sufrir problemas de financiación. Tras el colapso de la URSS en 1991, la estación terrestre principal del control de Granat, ubicada en Crimea, pasó a estar bajo jurisdicción de Ucrania, cuyo Gobierno recortó significativamente el presupuesto del observatorio. El proyecto sufrió también falta de financiación por parte de los otros tres países participantes, lo que impedía que se pudiesen realizar observaciones dirigidas. Durante los últimos años de su funcionamiento, todos los gastos relacionados con el control del observatorio los asumió Francia. Entre los años 1997 y 1998 Granat llevó a cabo la última serie de observaciones.

Imágenes tomadas en 2008 por el telescopio Hubble, y que han permanecido desde entonces en el archivo público de la NASA, han servido a científicos de la Universidad de Jaén (UJI) para encontrar la contrapartida infrarroja del microcuásar GRS 1758-258, una fuente astronómica de energía electromagnética, tanto en radiofrecuencias como en luz visible. El trabajo lo publica la revista Astrophysical Journal Letters.

Miembros del grupo Fuentes de Alta Energía en la Galaxia de la UJI, al que pertenecen los investigadores Pedro Luis Luque Escamilla, Josep Martí Ribas y Ávaro José Muñoz, estudian las fuentes celestes de rayos-X y gamma de origen estelar. Uno de estos objetos es GRS 1758-258, descubierto originalmente en 1990 por el telescopio de rayos-X duros SIGMA a bordo del satélite ruso GRANAT.

Poco después de su descubrimiento, GRS 1758-258 se interpretó como un sistema estelar doble, formado por una estrella poco luminosa orbitando alrededor de un agujero negro. Cuando en 1992 se observaron con precisión las ondas de radio provenientes del sistema, se descubrieron dos chorros emanando del agujero negro central, lo que permitió catalogar a este objeto como un nuevo miembro del recién creado grupo de los llamados microcuásares.

Durante más de 20 años no había sido posible detectar la estrella que orbita alrededor del agujero negro dentro de GRS 1758-258

No obstante, según apuntan los investigadores, durante más de 20 años no ha sido posible detectar sin ambigüedades la estrella que orbita alrededor del agujero negro dentro de GRS 1758-258, lo que ha impedido aplicar las poderosas técnicas observacionales de la astronomía óptica e infrarroja que permiten descomponer su luz y estudiar las propiedades físicas del sistema.

Sin embargo, gracias a los datos tomados en 2008 con la cámara infrarroja NICMOS a bordo del telescopio espacial Hubble, los investigadores de la UJI han podido medir no sólo una coincidencia precisa del objeto candidato con GRS 1758-258, sino también un apreciable cambio de su brillo en escalas de tiempo de semanas.

“Esta variabilidad temporal, típica de los objetos compactos como agujeros negros y estrellas de neutro

COBE – Cosmic Background Explorer

Organización: NASA

Centros: Goddard Space Flight Center

Tipo de misión: Cosmología

Satélite en órbita: terrestre

Lanzamiento: 18 de noviembre de 1989

(Originalmente para lanzamiento en el transbordador en 1988)

Duración misión: ~4 años

Masa: 2.270 kg

NSSDC ID: 1989-089A

Web: http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/

Órbita

Semieje mayor: 900,2 km

Excentricidad: 0,0006 – 0,0012

Inclinación: 99,3°

Periodo orbital: 103 minutos

Instrumentos

DIRBE: bolómetro infrarrojo

FIRAS: bolómetro infrarrojo

DMR: radiómetro

El Explorador del Fondo Cósmico COBE (Cosmic Background Explorer), conocido también como Explorer 66, fue el primer satélite construido especialmente para estudios de cosmología. Su objetivo fue investigar la radiación de fondo de microondas (o CMB por sus siglas en inglés Cosmic Microwave Background) y obtener medidas de la misma que ayudaran a ampliar nuestra comprensión del cosmos. Su misión, planificada para un período de alrededor de 4 años, comenzó el 18 de noviembre de 1989.

Los resultados obtenidos por sus instrumentos, confirman en gran parte los postulados de la Teoría del Big Bang. De acuerdo con el Comité del Premio Nobel, “el proyecto COBE se puede considerar como el punto de partida para la cosmología como una ciencia de precisión”.¹ Dos de los principales investigadores del COBE, George F. Smoot y John C. Mather, recibieron el Premio Nobel de Física en 2006. El satélite WMAP de la NASA es el sucesor actual de la misión COBE.

Historia

En 1974, la NASA lanzó un Anuncio de Oportunidad para misiones astronómicas que utilizaría un explorador espacial de tamaño pequeño o medio. Además de las 121 propuestas recibidas, tres tratan con el estudio de la radiación de fondo cosmológica. Aunque últimamente estas propuestas perdieron ante el Infrared Astronomical Satellite (IRAS), la fuerza de las tres propuestas enviadas mandó un claro mensaje a la NASA de que era una cuestión para considerar. En 1976, la NASA había seleccionado a miembros de cada una de los tres equipos ponentes de 1974 para realizar una propuesta conjunta para un satélite conceptual. Un año después, este equipo apareció con la propuesta de un satélite polar orbitante que podría ser lanzado por un cohete Delta o el Shuttle, llamado COBE. Contendría los siguientes instrumentos:²

• Radiómetro Diferencial de Microondas (DMR) – un instrumento de microondas que mapearía variaciones (o anisotropías) en la radiación de fondo de microondas (Investigador Principal: George F. Smoot)
• Espectrofotómetro Absoluto del Infrarrojo Lejano (FIRAS) – un espectrofotómetro utilizado para medir el espectro de la radiación de fondo de microondas (Investigador Principal: John C. Mather)
• Experimento Difuso para el Fondo de Infrarrojos (DIRBE) – un detector de infrarrojo de múltiple longitud de onda utilizado para mapear emisiones de polvo (Investigador Principal: Mike Hauser)

La NASA aceptó la propuesta proporcionada de que los costes pueden mantenerse por debajo de los 30 millones de dólares, excluyendo los análisis de lanzamiento y datos. Debido a que el coste sobrepasaba el programa debido al IRAS, el trabajo de construcción del satélite en el Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC) no empezó hasta 1981. Para ahorrar costes, el COBE utilizó detectores de infrarrojo similares y un termo de helio líquido como los utilizados en el IRAS.

El COBE fue originalmente planeado para ser lanzado en un Transbordador espacial en 1988, pero la explosión del Challenger retrasó este plan cuando los transbordadores fueron retirados del servicio. La NASA mantuvo a los ingenieros del COBE para que no se fueran a otras agencias espaciales para lanzar el COBE, pero finalmente, un COBE rediseñado fue puesto en órbita el 18 de noviembre de 1989 a bordo de un cohete Delta. Un equipo de científicos estadounidenses anunció el 23 de abril de 1992, que habían encontrado las semillas primigenias (anisotropías del CMB) en datos del COBE. El anuncio fue realizado al mundo entero como un descubrimiento científico fundamental y fue portada del New York Times.

El Premio Nobel de Física de 2006 fue conjuntamente para John C. Mather, del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA, Greenbelt, MD, USA, y George F. Smoot, Universidad de California, Berkeley, CA, USA “por su descubrimiento de la forma de cuerpo negro y las anisotropías del fondo cósmico de microondas.”

La nave espacial

El COBE fue un satélite de tipo Explorador, con tecnología prestada enormemente del IRAS, pero con algunas características únicas.

La necesidad de controlar y medir todas las fuentes de errores sistemáticos requirió un riguroso e integrado diseño. El COBE tendría que operar durante un mínimo de 6 meses y la restricción de la cantidad de interferencias de radio desde el suelo, el COBE y otros satélites así como la interferencia radiactiva desde la Tierra, el Sol y la Luna.³ Los instrumentos requerían estabilidad de temperatura y para mantener la ganancia y un alto nivel de limpieza para reducir la entrada de luz desviada y la emisión térmica de partículas.

La necesidad de controlar el error sistemático en la medida de las anisotropías del CMB y las diferentes ángulos de elongación son necesarias para modelizar la rotación del satélite de 0.8 rpm.³ Los ejes de rotación también son inclinados hacia atrás desde el vector de velocidad orbital como una precaución contra posibles depósitos de gases residuales atmosféricos en la óptica así como contra el brillo infrarrojo del que resultarían los impactos de partículas rápidas neutras en su superficie.

Para cumplir las demandas de la rotación lenta y la altitud de los tres ejes controla un sofisticado par de ruedas de momento para el viraje angular que fueron empleadas con sus ejes orientados a lo largo de sus ejes de rotación.³ Estas ruedas fueron utilizadas para tener un momento angular opuesto al de la nave entera para crear una sistema en red de momento angular cero.

La órbita se comprobaría para ser determinada basándose en los objetivos específicos de la misión espacial. Las consideraciones primordiales fueron necesarias para cubrir todo el cielo, la necesidad de eliminar radiación desviada desde los instrumentos y la necesidad de mantener la estabilidad térmica de los bidones y los instrumentos.³ Una órbita circular síncrona con el Sol satisfacía todos estos requisitos. Una órbita a 900 km de altitud con una inclinación de 99° fue elegida al adaptarse dentro de las capacidades de un transbordador (con una propulsión auxiliar en el COBE) o un Cohete Delta. Esta altitud fue un buen compromiso entre la radiación de la Tierra y la carga de partículas en los cinturones de radiación la Tierra a altas alturas. Un nodo ascendente a las 6 p.m. fue elegido para permitir al COBE seguir la frontera entre la luz del Sol y la oscuridad de la Tierra durante el año.

La órbita combinada con el eje de rotación hizo posible mantener la Tierra y el Sol continuamente por debajo del plano de la coraza, permitiendo un completo barrido del cielo cada seis meses.

Las últimas dos partes importantes pertenecientes al COBE fueron los bidones y la coraza Sol-Tierra. Los bidones tenían 650 litros de helio superfluido criostático diseñados para mantener los instrumentos FIRAS y DIRBE fríos durante la duración de la misión. Estaba basado en el mismo diseño que utilizado en el IRAS y pudo ventilar helio a lo largo del eje de rotación cerca de las matrices de comunicación. La coraza cónica Sol-Tierra protegía los instrumentos de la luz solar directa y la radiación terrestre así como las radio-interferencias desde la Tierra y la antena de transmisión del COBE. Sus mantas de aislamiento multicapas proporcionaron aislamiento térmico para los bidones.³

Hallazgos científicos

EL “famoso” mapa de las anisotropías del CMB formado de los datos tomados por la nave COBE, bautizado por algunos cómo El rostro de Dios.

La misión científica fue conducida por los tres instrumentos detallados previamente: DIRBE, FIRAS y el DMR. Los instrumentos se solapaban en longitud de onda, proporcionando consistencia a la hora de comprobar las medidas en las regiones de solape espectral y asistencia en discriminar señales de nuestra galaxia, sistema solar y el CMB.³

Los instrumentos del COBE satisfarían cada uno de sus objetivos así como la realización de observaciones que tendrían implicaciones fuera del objetivo inicial del COBE.

Curva de cuerpo negro del CMB

Datos del COBE mostraron una coincidencia perfecta entre la curva de cuerpo negro predicha por la Teoría del Big Bang y la observada en el fondo de microondas.

Durante la larga gestación del COBE, se produjeron dos resultados astronómicos significativos. En primer lugar, en 1981, dos equipos de astrónomos, uno liderado por David Wilkinson de Princeton y el otro por Francesco Melchiorri de la Universidad de Florencia, anunciaron simultáneamente haber detectado la distribución en forma de cuadripolo del CMB utilizando instrumentos basados en globos sonda. Este hallazgo habría sido la detección de la distribución de cuerpo negro del CMB que debía medir el instrumento FIRAS del COBE. Sin embargo, otros experimentos intentaron duplicar sus resultados y no pudieron hacerlo.²

En segundo lugar, en 1987 un equipo japonés–estadounidense conducido por Andrew Lange y Paul Richardson de la UC Berkeley y del Toshio Matsumoto de la Universidad de Nagoya University hizo el anuncio de que el CMB no era un cuerpo negro real.

En un experimento con cohete sonda, detectaron un exceso de brillo a longitudes de onda de 0.5 y 0.7 mm. Estos resultados hacían dudar de la validez de la Teoría del Big Bang en general y ayudaron a sostener la Teoría del Estado Estacionario.²

Con estos desarrollos que sirven de telón de fondo a la misión COBE, los científicos esperaban con impaciencia los resultados del FIRAS. Estos resultados fueron sorprendentes puesto que demostraron un ajuste perfecto del CMB y la curva teórica de un cuerpo negro a una temperatura de 2.7 K, y mostrando así como erróneos los resultados de Berkeley-Nagoya.

Las medidas del FIRAS se realizaron midiendo la diferencia espectral entre una zona de cielo de 7° contra un cuerpo negro interno. El interferómetro del FIRAS cubría entre 2 y 95 cm^-1 en dos bandas separadas a 20 cm^-1. Hay dos longitudes de barrido (corta y larga) y dos velocidades de barrido (rápida y lenta) para un total de cuatro modos diferentes de barrido. Los datos fueron recolectados durante un periodo de más de diez meses.⁴

Anisotropía intrínseca del CMB

El DMR podía tardar cuatro años en mapear la anisotropía de la radiación de fondo ya que era el único instrumento no dependiente del suministro de los bidones de helio para mantenerse frío. Esta operación podía crear mapas completos del CMB substrayendo emisiones galácticas y dipolos en varias frecuencias. Las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas son extremadamente débiles, sólo una parte entre 100.000 comparada con la temperatura media de 2.73 kelvin del campo de radiación. La radiación de fondo de microondas es un residuo del Big Bang y las fluctuaciones son la impronta del contraste de la densidad en el Universo primigenio. Las ondas de densidad se cree que han producido la formación de estructuras tal como se observan en el Universo hoy en día: cúmulos de galaxias y vastas regiones desprovistas de galaxias (NASA).

Detección de galaxias tempranas

El DIRBE también detectó 10 nuevas galaxias que emitían en el infrarrojo lejano en la región no inspeccionada por el IRAS así como nueve otros candidatos en el débil infrarrojo lejano que pueden ser galaxias espiral.

Las galaxias que fueron detectadas en 140 y 240 µm también podían proporcionar información sobre el polvo muy frío (VCD). A estas longitudes de onda, la masa y la temperatura del VCD puede ser obtenida.

Cuando estos datos fueron reunidos para 60 y 100 µm con el IRAS, se encontró que la luminosidad del infrarrojo lejano aparece del polvo frío (~17-22 K) asociado con las nubes cirrosas difusas, 15-30% del polvo frío (~19 K) asociado con el gas molecular y menos del 10% del polvo cálido (~29 K) en las regiones de baja densidad.⁵

Otras contribuciones del COBE

Además de los hallazgos del DIRBE sobre galaxias, también realizó otras dos contribuciones significativas a la ciencia.⁵

El DIRBE pudo conducir estudios sobre polvo interestelar y determinar que su origen provenía de asteroides o partículas de cometas. Los datos del DIRBE recolectados en 12, 25, 50 y 100 µm pudieron concluir que los granos de origen asteroidal poblaron las bandas IPD y la nube lisa de polvo interestalar.⁶

La segunda contribución que el DIRBE hizo fue un modelo del borde del disco galáctico visto desde nuestra posición. De acuerdo al modelo, si nuestro Sol está a 8.6 kpc del centro galáctico, entonces el sol está a 15.6 pc por encima del plano medio del disco, que tiene una escala radial y vertical de 2.64 y 0.333 kpc, respectivamente y combado de forma consistente con la capa HI. Tampoco hay ningún indicio de un disco fino.⁷

Para crear este modelo, el polvo interestelar tiene que ser substraído de los datos del DIRBE. Se encontró que esta nube, como vista desde la Tierra es Luz zodiacal, no estaba centrada en el Sol, como se pensaba previamente, sino en un lugar del espacio a unos cuantos millones de kilómetros. Esto es debido a la influencia gravitacional de Saturno y Júpiter.²

Implicaciones cosmológicas

Además de los resultados científicos detallados en la última sección, hay numerosas preguntas cosmológicas sin respuesta en los resultados del COBE. Una medida directa de la luz de fondo extragaláctica también puede proporcionar importantes restricciones en la historia cosmológica integrada de la formación de las estrellas, la producción de metal y polvo y la conversión de la luz estelar en emisiones infrarrojas del polvo.⁸

Observando los resultados del DIRBE y del FIRAS desde 140 a 5000 µm podemos detectar que la intensidad del fondo de luz es de ~16 nW/(m²·sr). Esto es consistente con la energía liberada durante la nucleosíntesis y constituye entre el 20%-50% de la energía total liberada en la formación de Helio y metales a lo largo de la historia del Universo. Atribuida sólo a fuentes nucleares, esta intensidad implica que más del 5-15% de la densidad de masa bariónica implicada en los análisis de la nucleosíntesis del Big Bang ha sido procesada en las estrellas para formar Helio y elementos más pesados.⁸

También hubo implicaciones significativas sobre la formación de estrellas. Las observaciones del COBE proporcionan importantes restricciones sobre la tasa de formación de estrellas y nos ayuda a calcular el espectro del fondo de luz para varias formaciones de estrellas. La observación realizada por el COBE necesita que la tasa de formación de estrellas con corrimientos al rojo de z ˜ 1.5 sea mayor que la inferida a partir de observaciones con óptica ultravioleta por un factor de 2. Este exceso de energía estelar tiene que ser generado principalmente por estrellas masivas en galaxias cubiertas de polvo no detectadas todavía o regiones de formación de estrellas extremadamente polvorientas en galaxias observadas.⁸ La historia de la formación de estrellas exacta no puede ser resuelta sin ambigüedad por el COBE y se tendrá que resolver en observaciones posteriores futuras.

El 30 de junio de 2001, la NASA lanzó una misión de seguimiento del COBE conducida por Charles L. Bennett. El WMAP ha clarificado y expandido los logros del COBE.

El observatorio COBE

El COBE (Cosmic Background Explorer) empezó su misión espacial el 18 de noviembre de 1989 y fue el primer satélite construido especialmente para estudios de precisión que pudieran confirmar los postulados de la teoría del Big Bang.

Su objetivo ha sido investigar la radiación cósmica del universo y ampliar nuestra comprensión del cosmos. Los resultados obtenidos por sus instrumentos, mostraron una coincidencia perfecta entre la curva de cuerpo negro predicha por la teoría del Big Bang y la observada en el fondo de microondas.

Dos de los investigadores del COBE, George Smoot y John  Mather, recibieron el Premio Nobel de Física en 2006. Según el Comité del Premio Nobel, “el proyecto COBE se puede considerar como el punto de partida para la cosmología como una ciencia de precisión”.

Dos elementos adicionales, pero muy importantes del COBE son los bidones con helio líquido y la coraza de protección Sol-Tierra.

Los bidones están provistos de aislamiento multicapa y contienen 650 litros de helio superfluido criostático diseñados para mantener a temperatura adecuada los instrumentos de medición. Permiten ventilar helio a lo largo del eje de rotación cerca de las matrices de comunicación. La coraza cónica Sol-Tierra protege los instrumentos de la luz solar directa y de la radiación terrestre así como de la radio-interferencia desde la Tierra y la antena de transmisión del COBE.

El COBE también detectó 10 nuevas galaxias que emitían en el infrarrojo lejano, así como nueve otros candidatos en el débil infrarrojo lejano que pueden ser galaxias espirales.

Además algunos de los datos obtenidos pudieron conducir a estudios acerca del polvo interestelar y determinar que provenía de asteroides o partículas de cometas.

Otra importante contribución del COBE ha sido un modelo del borde del disco galáctico visto desde nuestra posición

Además, hay numerosas preguntas cosmológicas sin respuesta en los resultados del COBE:
Una medida directa de la luz de fondo extragaláctica puede proporcionar importantes restricciones en la historia cosmológica integrada de la formación de las estrellas, la producción de metal y polvo y la conversión de la luz estelar en emisiones infrarrojas del polvo.

También hay implicaciones significativas sobre la formación de estrellas. Las observaciones del COBE proporcionan importantes restricciones sobre la tasa de formación de estrellas.

Los dispositivos científicos que alberga el COBE son:

– El Radiómetro Diferencial de Microondas (DMR),  un instrumento que mapea las variaciones (o anisotropías) en la radiación de fondo de microondas.

– El Espectrofotómetro Absoluto del Infrarrojo Lejano (FIRAS), utilizado para medir el espectro de la radiación de fondo de microondas.

– El Experimento Difuso para el Fondo de Infrarrojos (DIRBE), un detector de infrarrojo de múltiple longitud de onda utilizado para mapear emisiones de polvo cósmico.

Nebulosa Andrómeda

Vía Láctea

El COBE fue lanzado a una órbita circular alrededor de la Tierra ubicada a 900 km de altitud y con una inclinación de 99º que satisfacía todos los requisitos establecidos durante el estudio del proyecto. Esta altitud fue calculada para evitar la radiación de la Tierra y la carga de partículas en los cinturones de radiación de la Tierra a altas alturas.

La órbita combinada con el eje de rotación hizo posible mantener la Tierra y el Sol continuamente por debajo del plano de la coraza, permitiendo un completo barrido del cielo cada seis meses.

Los magníficos resultados proporcionados por el COBE han quedado sustancialmente superados con las informaciones enviadas por el telescopio espacial Planck, de nueva generación. Es interesante comprobar las calidades de imágenes en los tres telescopios: COBE, WMAP y Planck, como se ve a continuación.

Noticia del 21 de marzo de 2013. El telescopio espacial Planck de la Agencia Espacial Europea ha elaborado el mapa más detallado hasta la fecha del fondo cósmico de microondas, la radiación fosilizada del Big Bang. Este nuevo mapa ha sido presentado esta mañana, y presenta características que desafían los cimientos de los modelos cosmológicos actuales. Esta primera imagen está basada en los datos recogidos durante los primeros 15 meses y medio de observaciones de Planck, y es su primer mapa a cielo completo de la luz más antigua del Universo, grabada en el firmamento cuando éste apenas tenía 380.000 años.

Imagen publicada en la web de Observatorio, el 25 de marzo de 2013

Abajo puede ver cómo fue la imagen similar que envió el telescopio espacial COBE en febrero de 1998

Imagen publicada en la web de Observatorio, el 7 de febrero de 1998

Entre medio de estas dos hazañas de estos telescopios, están las imágenes similares enviadas por el telescopio espacial WMAP, en el año 2001.

Imagen publicada en la web Observatorio el 11 de julio de 2004

Mirando la primera de estas tres imágenes, la enviada por el telescopio espacial Plank, se observa cómo han mejorado notablemente las que teníamos del WMAP (julio 2004) y anteriormente del famoso COBE (noviembre de 1989). Las diferencias de calidad en estas sucesivas imágenes son similares, en cierta forma, a las que podríamos observar en las fotografías familiares obtenidas con cámara compradas en 1989, 2001 y 2009. No digamos ya las fotografías familiares de hace 50 años.

Hay una web que deja explorar nuestra la Vía Láctea y el Universo lejano en un intervalo de longitudes de onda desde los rayos-X hasta las larguísimas ondas de radio. Se puede cambiar de longitud de onda utilizando la barra en la parte superior derecha de la pantalla y explorar el espacio utilizando el ratón. Es una página simplemente maravillosa.

 

Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 5 de febrero de 1987

Reingreso: 1 de noviembre de 1991

Equipo:

Large Area Proportional Counter (LAC 1,7 – 37 keV)
All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV)

Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV)

Inclinación: 31 Grados

Período orbital: 96 minutos

Periastro: 510 Km

ASTRO-C, rebautizado como Ginga (galaxia en japonés) tras su lanzamiento fue el tercer satélite lanzado para estudiar el cielo en rayos X desde Japón. Fue lanzado el 5 de febrero de 1987 desde el Kagoshima Space Center a una órbita con unos 510 km de perigeo y 670 km de apogeo, con una inclinación de 31º y un periodo de unos 96 minutos. El satélite operó hasta el 1 de noviembre de 1991, fecha en la que se incineró en la atmósfera. El programa de observación estaba abierto a científicos de Japón, Estados Unidos, Reino Unido y algunos países europeos. Los instrumentos que llevaba a bordo este satélite eran los siguientes:

• Large Area Proportional Counter (LAC 1,7-37 keV, desarrollado en colaboración con el Reino Unido) 1,5 a 37 keV Ef. = área de 4000 ^cm2, FOV = 0.8 ° x 1.7
• All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV) Ef. = área de 70 cm ^2, FOV = 1 ° x 180 °
• Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV, desarrollado en colaboración con los Estados Unidos) Ef. = área de 60 ^cm2 (SC) y 63 cm ² (PC), FOV = All-cielo

Logros destacados:

• Descubrimiento de transitorios candidatos Negro Hole y estudio de su evolución espectral.
• El descubrimiento de los transitorios débiles en la cresta galáctica.
• La detección de las características del ciclotrón en 3 púlsares de rayos X: 4U1538-522, V0332 + 53, y la X Reunión del CPA-4.
• La evidencia de emisión y absorción característica Fe en Seyfert sondeo reprocesamiento por la materia fría.
• Descubrimiento de un intenso 6-7 keV hierro línea de emisión de la región del centro galáctico.

Archivo: datos de curvas de luz, Spectra y materias primas del experimento de ALC.

Misión Visión general:

El tercer satélite japonés astronomía de rayos X, Ginga, fue lanzado en un cohete Mu-3SII-3 desde el Centro Espacial de Kagoshima, el 5 de Feburary 1987. La carga útil consistió en tres instrumentos: una gran área proporcional Contador (ALC 1,5 a 37 keV), desarrollado en colaboración con el Reino Unido, un monitor de todo el cielo (ASM 1-20 keV), y un estallido de rayos gamma del detector (GBD 1,5 a 500 keV), desarrollado en colaboración con los EE.UU. El satélite fue colocado en una órbita con el perigeo 510 km y apogeo de 670 km y una inclinación de 31 °. Su periodo orbital era ~ 96 minutos. Ginga fue de aproximadamente 1000 x 1000 x 1550 mm de tamaño. Pesaba alrededor de 420 kg. La configuración Ginga se muestra en la siguiente figura. La nave espacial era de tres ejes estabilizado por un volante de inercia y un sistema de referencia inercial de cuatro giroscopio, calibrado por dos sensores estelares CCD. Las maniobras de naves espaciales que señala se llevaron a cabo con torquers magnéticos de tres ejes.

El tiempo requerido para mover el eje Z era lento y longitudes de observación de menos de un día no fuera práctica. Manoevers que gira alrededor del eje Z se hicieron más rápido, pero esto requiere una alineación adecuada de las fuentes realizadas con torquers de tres ejes. La precisión de la puntería era mejor que seis minutos de arco, mientras que la reconstrucción actitud tenía una precisión de aproximadamente un minuto de arco. Los paneles solares tenían que tendrá lugar dentro de los 45 grados de la dirección del sol con el fin de satisfacer las limitaciones de potencia. Esta restricción limita la porción del cielo observable por el ALC en un momento dado del año, dentro de una banda de +/- 45 grados de ancho a lo largo de un círculo máximo perpendicular al vector de sol. Los datos se transmiten a tres velocidades diferentes bits: 16384 bps (alta tasa), 2048 bps (velocidad media) y 512 bps (baja tasa). Un registrador de datos de burbuja, la memoria de a bordo con una capacidad de 41,9 Mbits podría almacenar datos durante 42,7 minutos a la alta velocidad de datos, 5,68 horas, al tipo medio, y 22.73 horas en la baja velocidad de datos. La fecha almacenada se reproducirá durante un contacto a tierra en cualquiera de 65.536 bps o 131.072 bps.

El satélite operado hasta noviembre de 1991. El programa de observación Ginga fue abierta a científicos de Japón, el Reino Unido, EE.UU., y una serie de países europeos. Durante la vida de la misión Ginga observó cerca de 350 objetivos, incluyendo todas las clases de fuentes de rayos-X.

Instrumentación

La gran área proporcional Contador (ALC) fue el principal instrumento científico a bordo de Ginga. Fue diseñado y construido bajo una colaboración entre Japón y Reino Unido (ISAS, U. Tokio, Nagoya U., U. Leicester, Rutherford Appleton Lab). Consistía en ocho contadores proporcionales multicelulares para un área total efectiva de 4000 ^cm2.

El campo de visión de la LAC fue de 0,8 x 1,7 grados anchura total a la mitad del máximo (FWHM), con el lado más largo paralelo al eje Z, y se definió por colimadores de nido de abeja hechos de láminas de acero inoxidable delgados. Los contadores se llenaron con una mezcla de gas de 70 por ciento de argón, 25 por ciento de xenón, y 5 por ciento de dióxido de carbono a una presión total de 2 atmósferas a 20 grados Celsius. El rango de energía eficaz durante el cual la eficiencia de detección fue más de 10 por ciento fue de aproximadamente 1,5 a 30 keV. La resolución de la energía era mejor que el 20 por ciento FWHM en el 5,9 keV. Los eventos de rayos X fueron aceptadas de altura de impulsos analizada en un máximo de 48 canales de altura de pulso. Había cuatro modos de observación, que se enumeran en la tabla siguiente. El tiempo de resolución era dependiente del modo. El tiempo de resolución más alta disponible fue de 0,98 milisegundos, que se logra a expensas de la información espectral. El límite de detección para el ALC fue de aproximadamente 0,1 milliCrab, o 2 x 10 ^-12 erg / ^cm2 sec en el rango de 2-10 keV.

El Monitor de All-Sky (ASM) constaba de 2 contadores proporcionales de gases idénticos, y fue sensible a 1-20 keV. Cada contador estaba equipada con un colimador que tenía 3 campos de vista diferentes (1 ° x 45 ° FWHM). El objetivo de la ASM era crear una encuesta en todo el cielo cada 1-2 días para buscar eventos transitorios (para alertar al ALC) y para recoger un registro a largo plazo de las fuentes de rayos-X.

El propósito del detector Explosiones de Rayos Gamma (GBD) fue detectar explosiones de rayos gamma en el rango de energía keV 1-500 con una resolución temporal de 31,3 ms y una resolución de alta energía. Se compone de dos sensores: un contador proporcional (PC) y un espectrómetro de centelleo (SC). El GBD también podría funcionar como un monitor de cinturón de radiación de fondos elevados de partículas que podrían dañar a los otros 2 experimentos.

Hipparcos (The High Precision Parallax Collecting Satellite) fue un satélite astrométrico lanzado por la Agencia Espacial Europea (ESA) y dedicado a medir el paralaje y los movimientos propios de más de 2,5 millones de estrellas a menos de 150 pc de la Tierra. Los resultados se publicaron en forma de un catálogo estelar conocido como Catálogo Tycho.

El proyecto Hipparcos fue propuesto en 1980. Fue lanzado por un cohete Ariane 4 el 18 de agosto de 1989. La misión se dio por concluida el 17 de agosto de 1993.

• The Hipparcos Space Astrometry Mission

Hipparcos de la ESA establecido claramente las posiciones de más de cien mil estrellas, doscientas veces más precisión que nunca. Se puso en marcha en 1989 en un cohete Ariane-4 y completó su misión de cuatro años más tarde en 1993. Los datos de Hipparcos ayudaron a predecir el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y demostró que el Universo era más grande y más joven de lo esperado. El trabajo de Hipparcos será refinada y ampliada por la misión Gaia de la ESA.

Por Víctor R. Ruiz· Publicado el 19 de Diciembre 1999

El satélite Hipparcos capturó el 17 abr 1991 uno de los tránsitos por el disco de la estrella HD 209548, cuatro años antes de que Michel Mayor y Didier Queloz dieran a conocer el primer planeta que no pertenecía a nuestro Sistema Solar.

El Hipparcos, un satélite de la Agencia Espacial Europea (ESA) dedicado a registrar minuciosamente el brillo y movimiento propio de varios millones de estrellas, fue lanzado en 1989. Se apagó en 1993 y hasta 1997 no fueron reducidos y publicados los datos recopilados por la misión. En ese entonces se dedujo que el Universo era un 30% más grande de lo que se pensaba, ya que se calibró la distancia que nos separa de las estrellas ceféidas (que sirven de faros de calibración intergalácticos).

Y seis años después de que el Hipparcos dejara de funcionar, aún atesora valiosa información en sus bases de datos. Un equipo de astrónomos estadounidenses había logrado capturar la atenuación de brillo de una estrella cercana al Sistema Solar, debido al tránsito de un planeta por el disco estelar. Sin embargo, no se había podido completar la secuencia completa del tránsito en los dos intentos que realizó el equipo descubridor, así que pidieron ayuda a la comunidad científica internacional.

Noel Robichon y Frederic Arenou, del Observatorio de Paris-Meudon (Francia) reexaminaron entonces las mediciones obtenidas por el Hipparcos de la estrella HD 209548. El dúo de astrónomos se encontró con 89 observaciones de la estrella, en las que el brillo había disminuido en cinco de los registros.

«Para ser honestos, nunca hubiéramos encontrado el planeta en los datos de no haber sabido donde y cuando mirar por ellos», comentó Robichon. «Sin embargo, el saber ahora que podemos usar las observaciones de este satélite para precisar detecciones de planetas alienígenas es muy excitante».

La estrella HD 209548, también llamada HIP 108859 en el Catálogo Hiparcos, es de tipo solar y se encuentra a 153 años luz del Sistema Solar. El planeta descubierto parece tener el doble del diámetro de Júpiter, pero sólo la mitad de su masa.

Pruebas del satélite Hipparcos.

Exosat fue un satélite de la Agencia Espacial Europea lanzado el 26 de mayo de 1983 y que estuvo operativo hasta abril de 1986. Durante ese período se realizaron 1780 observaciones en la banda de rayos X de la mayoría de clases de objetos astronómicos, que incluían núcleos galácticos activos, coronas estelares, estrellas variables cataclísmicas, enanas blancas, binarias de rayos X agrupaciones galácticas y restos de supernovas.

El equipamiento que llevaba a bordo eran tres instrumentos que producían espectros, imágenes y curvas de luz en diferentes bandas de energía.

EXOSAT es un telescopio espacial de la Agencia Espacial Europea en la observación de los rayos X de baja y media potencia. Fue puesto en órbita 26 de mayo 1983 por un vehículo de lanzamiento Delta lanzado desde la base de lanzamiento de Vandenberg. El satélite, que representa la segunda generación de telescopios de rayos X, hizo 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. La descomposición natural de la órbita resultó el reingreso de EXOSAT 06 de mayo 1986.

Contexto

El satélite de la NASA HEAO-2 lanzado en 1978 es el primer telescopio espacial de rayos X capaz de localizar las fuentes de rayos X múltiples con una óptica Wolter tipo. La falta de presupuesto y a pesar de las exhortaciones de científicos estadounidenses que llevaron a cabo una cosecha de descubrimientos a través de los datos recogidos por HEAO-2 hasta el año 1981, la NASA optó por no desarrollar un sucesor. Se trata de la Agencia Espacial Europea que se desarrolla de rayos X telescopio espacial EXOSAT segunda generación. Este es el primer satélite científico totalmente diseñado por la Agencia Espacial Europea y su primer satélite estabilizado de 3 ejes. Se puso en marcha 26 de mayo 1983 por un cohete estadounidense Delta Thor y se colocó en una órbita terrestre alta muy excéntrica 191 000 km x 350 kilometros con un período de 90 horas.

Objetivos

Los objetivos de EXOSAT son:

• ubicación de las fuentes de rayos X con una precisión de 10 segundos de arco para la fuente que tiene una energía de 0,04 keV y 2 keV y minutos de arco a las fuentes de 1,5 a 50 keV
• mapeo de las fuentes de rayos X blandos usando telescopios extendidas
• espectroscopia de banda ancha de las fuentes de energías entre 0,04 y 80 keV con todos los instrumentos
• espectroscopía de energía dispersiva de fuentes puntuales utilizando telescopios rejillas
• medición de la variabilidad temporal de las fuentes de rayos X de la actualización a la MS
• detección de nuevas fuentes de rayos X

Especificaciones técnicas

EXOSAT un eje 3 estabilizó satélite 510 kg incluyendo 120 kg para los instrumentos científicos. Que paralelepípedo tiene un tope por un panel solar vertical de 1,85 metros de altura. La órbita se ajusta pequeña propulsores 14.7 Newtons consumen hidracina. El panel solar tiene 1 grado de libertad y proporciona 260 Watts. El satélite se desplaza en su órbita con el fin de estar permanentemente en contacto con el centro de control en tierra. De las 90 horas de una órbita, 76 horas están dedicadas a las observaciones científicas, el resto de las medidas de tiempo son perturbados por el paso de los cinturones de Van Allen. Los datos se transmiten en la banda S con una tasa máxima de 8 kilobits por segundo.

Carga útil

EXOSAT tiene tres instrumentos: dos suave de rayos X telescopios LE, ME usando un detector de rayos X y una cuenta proporcional GSPC Gas

De rayos X blandos telescopios

Este instrumento consta de dos telescopios de formación de imágenes de rayos X de pastoreo suave incidencia Wolter 1 equipada con el mismo tipo de detectores de plano focal: PSD y CMA. La lente se compone de dos cáscaras con un recubrimiento de oro y una longitud focal de 1,1 metros y un diámetro externo de 30 cm.

Medios de instrumentos de rayos X

El instrumento para rayos X significa ME está constituido por contadores proporcionales 8 de gas que tiene un área de superficie geométrica de 1.600 cm3 y un arco de campo FWMH 45 minutos. El instrumento proporciona el espectro de los rayos X cuya energía es entre 1 y 50 keV.

El espectrómetro de centelleo de gas GSPC

GSPC espectrómetro de centelleo de gas se caracteriza por un deltaE / E 4,5% a 6 keV.

Resultados

El satélite lleva EXOSAT 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. Los hallazgos más significativos son:

• Descubrimiento observando las oscilaciones GX5-1 estrella cuasi-periódicas

que son cambios muy rápidos en la intensidad de la luz, en el campo de rayos X observado en los estallidos de rayos. Bajo los supuestos en vigor en 2013 estas oscilaciones vienen del disco de acreción en órbita alrededor del agujero negro en un micro quasar.

• Descubrimiento de una binaria X de baja masa situada en el cúmulo globular

NGC 6624 tiene un periodo de rotación alrededor de su agujero negro de once minutos.

• Doppler detectar variaciones en la línea de hierro lo que demuestra que la emisión es térmica y de un arroyo cercano.
• Observación de rayos X EXO pulsar 2030 + 375 muestra una variación en el período de pulso resultó en un cambio en el brillo multiplicado por 100. Estas observaciones han proporcionado nueva información sobre la dinámica del disco de acreción y la radiación emitida por las estrellas de neutrones con un disco de acreción.
• Descubrimiento de que las variaciones en una escala de tiempo corto es una característica común de los núcleos de las galaxias activas y estas variaciones no presentan periodicidad característica

Astron

Fecha de lanzamiento: 23 de marzo de 1983

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa: 3250 Kg

Dimensiones: Diámetro 1,294 m

Equipo: Telescopio ultravioleta; Espectrómetro de rayos X.

Tipo de órbita: Elíptica

Inclinación: 35 grados

Periastro: 28.386 Km

Apogeo: 175.948 km.

Astron es el nombre de un observatorio espacial Unión Soviética dedicado a la observación en rayos X y ultravioleta y lanzado el 23 de marzo de 1983 desde Baikonur por un cohete Proton.

Basado en la estructura de las naves Venera, portaba instrumentos tanto soviéticos como franceses. Usaba un telescopio ultravioleta de 80 cm de diámetro y un espectrómetro de rayos X.

Entre las observaciones más importantes de Astron se cuentan las de la supernova SN 1987A en marzo de 1987, y las del cometa Halley en diciembre de 1985.

Misión Visión general

La estación orbital soviética Astron fue diseñado principalmente para los UV y rayos X observaciones astrofísicas. Se inyecta en órbita el 23 de marzo de 1983. El satélite fue puesto en una órbita muy elíptica, con el apogeo ~ 200.000 kilometros y el perigeo ~ 2000 kilometros. La órbita de la nave mantuvo lejos de la Tierra de 3,5 de cada 4 días. Que estaba fuera de los cinturones de sombra y de radiación de la Tierra para el 90% de las veces. La nave espacial fue más de 6 m de largo, y su principal instrumento fue de 5 m de largo telescopio UV-soviética francesa. La estación función cesó en junio de 1989, mucho más allá de su vida útil esperada misión de un año.

Instrumentación

El segundo experimento grave a bordo de Astron era un espectrómetro de rayos X. El experimento, SKR-02M, consistía en un contador proporcional sensible a 2-25 keV los rayos X, con un área efectiva de 0,17 SQ-m. El campo de visión fue de 3 grados x 3 grados (FWHM). Los datos podrían ser telemetría en 10 canales de energía. El instrumento comenzó a tomar datos el 3 de abril de 1983.

Ciencia

Este experimento proporcionó datos sobre el estado de baja prolongada de su X-1 en 1983, y el 1984 en vez de la fuente. También observó fuentes de Orión, Tauro, y Leo. La investigación de la acreción de material procedente de las gigantes rojas a las estrellas de neutrones se dirige específicamente.

 

 

Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de 1983

Vehículo de lanzamiento: Mu

Sitio de lanzamiento: Base espacial de Kagoshima

Reingreso: 17 de diciembre de 1988

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 216 kg

NSSDC ID: 1983-011A

ASTRO-B, bautizado como Tenma (en japonés Pegaso) tras alcanzar órbita, fue un observatorio espacial japonés de rayos X. Fue lanzado el 20 de febrero de 1983 mediante un cohete Mu desde el Centro Espacial de Uchinoura y reentró en la atmósfera el 17 de febrero de 1988.

Tenma se dedicó al estudio en rayos X de diferentes partes del cielo, tanto espectroscopicamente como obteniendo imágenes directas de diferentes astros y analizando las variaciones en la emisión de rayos X de dichos cuerpos. El Tenma era el segundo satélite astronómico de rayos X de Japón y rango de potencia que podrían ser observadas que oscila entre 0,1 keV y 60 keV. Su objetivo era obtener espectros de fuentes de rayos X con buena resolución, el estudio de las variaciones temporales de las fuentes de rayos X, la búsqueda a través de las nubes estallidos de rayos X y la observación de las fuentes de rayos X blandos con un telescopio reflector.^[4]

El satélite se estabilizaba mediante giro, pudiendo girar a 0,546, 0,137 ó 0,068 revoluciones por minuto. Disponía de un telescopio reflector de rayos X, un contador proporcional de centelleo, un monitor de rayos X para fuentes transitorias, un detector de rayos gamma y un sensor estelar.

El Tenma llevaba cuatro instrumentos: ^{[3] [1]}

• emisión de gases de contadores proporcionales
• Telescopio transformada de Hadamard
• Monitor de rayos X para todo el cielo
• telescopio reflector de rayos X

El satélite podría rotar a velocidades de 0.546, 0.137 y 0.068 rpm con la ayuda de un volante de inercia. El eje de rotación podría ser ajustado por par magnético.

El Tenma descubrió el hierro línea de emisión en el disco galáctico, así como otros organismos como las galaxias de núcleo activo. También descubrió una línea de absorción 4 keV en el X1636-536 espectro explosión.^[1]

Referencias

• Wade, Mark (2008). «Astro» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
• NASA (26 de junio de 2009). «Tenma» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.

El IRAS (Infrared Astronomical Satellite) fue un observatorio espacial que realizó un escaneo completo del cielo a longitudes de onda infrarrojas.

Fue lanzado el 25 de enero de 1983, como proyecto conjunto entre los Estados Unidos (NASA), los Países Bajos (NIVR) y el Reino Unido (SERC). La misión duró un total de diez meses hasta que fue quemado en la atmósfera el 21 de noviembre de 1983.

IRAS mapeó el 96% del cielo cuatro veces, a longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micrómetros, con resoluciones de entre 0,5 y 2 minutos de arco. Encontró unas 500.000 fuentes de infrarrojos, muchas de las cuales siguen pendientes de identificación. Se cree que unas 75.000 de estas fuentes son galaxias en formación, mientras que muchas otras pueden ser estrellas con un disco de polvo a su alrededor, probablemente en las primeras etapas de formar un sistema planetario. Descubrió también un disco de polvo alrededor de Vega y obtuvo las primeras imágenes del núcleo de la Vía Láctea.

La duración de la misión IRAS, como la de la mayoría de los satélites de infrarrojos, estaba limitada por su sistema de enfriamiento, ya que para trabajar correctamente a estas longitudes de onda, el satélite debe estar refrigerado a temperaturas especialmente bajas. En el caso del IRAS, 720 litros de helio líquido mantenían al satélite a una temperatura de 1,6 K (aproximadamente -272 °C). El fluido mantenía el satélite frío mientras se evaporaba, una vez se evaporó completamente, la temperatura del satélite aumentó, haciendo inviables futuras observaciones.

Actualmente, el Telescopio Espacial Spitzer es el mejor telescopio infrarrojo, permitiendo a los astrónomos continuar con los descubrimientos realizados por el IRAS.

Además, el IRAS descubrió también tres asteroides incluyendo el (3200) Phaethon, así como el cometa periódico 126P/IRAS

La astronomía infrarroja es la detección y el estudio de la radiación infrarroja (energía térmica) emitida por todos los objetos del universo. Todo cuerpo que tiene una temperatura por encima del cero absoluto irradia ondas en la banda infrarroja.

La astronomía infrarroja es un excelente método para el estudio del universo, en una gama de longitudes de onda de 1 a 300 micrómetros (un micrómetro o micrón es la millonésima parte de un metro). El ojo humano detecta solamente 1% de las ondas de luz de 0,69 micrones y 0,01% de las ondas de 0,75 micrones; no puede ver longitudes de onda mayores de 0,75 micrones, excepto que la fuente de luz sea extremadamente brillante.

Resultado de todo ello, fueron localizados más de medio millón de fuentes de irradiación infrarroja, y entre todas ellas sin duda, destaca la que saltó a numerosos medios de comunicación de todo el mundo el 30 de diciembre de1.983.

Urano

Neptuno

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 14 de febrero de 1980

Vehículo de lanzamiento: Delta

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral

Reingreso: 2 de diciembre de 1989

Aplicación: Observación solar

Masa: 2315 kg

NSSDC ID, 1980-014A

Astronauta reparando el SMM durante la misión STS-41-C en 1984.

Solar Maximum Mission (también conocido por su acrónimo SMM o SolarMax) fue el nombre de un observatorio espacial de la NASA destinado a estudiar el Sol. Fue lanzado el 14 de febrero de 1980 por un cohete Delta, durante un periodo de actividad solar máxima dentro del ciclo solar, de ahí su nombre. Observó más de 12.000 erupciones solares y 1.200 eyecciones coronales durante sus 10 años de vida.

El SMM fue el primer satélite basado en el bus de la nave espacial Multimission modular fabricado por Fairchild Industries, una plataforma que más tarde se utilizó para Landsat 4 y 5 ^[1], así como la atmósfera superior satélite de investigación.

SMM fue el primer satélite en ser recuperado, reparado y soltado de nuevo en órbita, teniendo lugar en la misión STS-41-C, durante la cual la tripulación del transbordador espacial Challenger reparó el sistema de control de actitud del satélite, que estaba averiado, y sustituyó parte de la electrónica del coronógrafo/polarímetro del observatorio.

El observatorio estuvo tomando datos hasta el 24 de noviembre de 1989 y reentró en la atmósfera el 2 de diciembre de ese mismo año.

Instrumentos

• Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor (ACRIM): medía la radiación solar total.
• Gamma Ray Spectrometer (GRS): dedicado al estudio de la composición solar y de las emisiones interestelares de rayos gamma.
• Hard X-ray Burst Spectrometer (HXRBS): dedicado a estudiar los rayos X duros de las erupciones solares mediante 15 canales, en un intervalo entre 20 y 260 keV.
• Soft X-ray Polychromator (XRP): monitor de rayos X suaves.
• Hard X-ray Imaging Spectrometer (HXIS)
• Espectrómetro ultravioleta y polarímetro (UVSP)
• Coronógrafo/Polarímetro: dedicado al estudio de la corona solar a distancias de entre 2 y 5 radios solares con una resolución de 6,4 segundos de arco.

Especificaciones

• Longitud: 4 m
• Masa: 2315 kg
• Energía: paneles solares proporcionando entre 1500 y 3000 vatios de potencia

Parámetros orbitales

• Perigeo: 508 km
• Apogeo: 512 km
• Inclinación orbital: 28,5 grados

En noviembre de 1980, el segundo de cuatro fusibles en el sistema de control de actitud del SMM falló, provocando que fallen sus magnetorquers con el fin de mantener la actividad. En este modo, sólo tres de los siete instrumentos a bordo eran utilizables, como los otros requieren el satélite que señalar con precisión en el Sol El uso de magnetorquers del satélite impidió que el satélite que se utilice en una posición estable e hizo que “oscilación” alrededor de su actitud nominalmente dos puntas.^[2]

La primera órbita, el satélite no tripulado para ser reparado en el espacio, SMM fue notable, ya que su vida útil en comparación con similares nave espacial se incrementó significativamente por la intervención directa de una misión espacial tripulada. Durante la misión STS-41-C en 1984, el transbordador espacial Challenger encontró con el SMM, los astronautas James van Hoften y George Nelson intentaron usar la unidad de maniobra tripulada para capturar el satélite y para ponerla en la bodega de carga del transbordador para reparaciones y mantenimiento. El plan era utilizar una unidad de maniobra de astronautas a una prueba piloto que lidiar el satélite con el Accesorio de dispositivo Trunion Pin (TPAD) montado entre los controladores de mano de la unidad de maniobra, nulos sus velocidades de rotación, y permitir el traslado de ponerla en la carga útil del transbordador bahía para la estiba. Tres intentos para tratar de resolver el satélite mediante el TPAD fracasaron. Las mandíbulas TPAD no podían engancharse máximo solar debido a una obstrucción ojal en el satélite no incluido en los planos para el satélite.

Esto dio lugar a un plan improvisado, que casi terminó con la misión del satélite. La improvisación tenía el astronauta usar sus manos para agarrar un panel solar y anular la rotación por un empujón de los propulsores de la unidad de maniobra. En lugar de ello, este intento indujo tasas más altas y en varios ejes; El satélite fue cayendo fuera de control y perder rápidamente la vida de la batería. Los ingenieros del Centro de Control de Operaciones de SMM se cierren todos los subsistemas de satélites no esenciales y con un poco de suerte fueron capaces de recuperar los minutos de satélite antes de la falla total. Los ingenieros de soporte de suelo, entonces se estabilizaron el satélite y anulados sus velocidades de rotación para la captura con el brazo robótico de traslado. Esto resultó ser un plan mucho mejor. El satélite había sido equipado con uno de los “accesorios” de agarre del brazo para que el brazo robótico fué capaz de capturar y maniobrar en la bodega de carga del transbordador para las reparaciones. Durante la misión, toda módulo de sistema de control de actitud del SMM y el módulo de la electrónica para el instrumento coronógrafo / polarímetro fueron reemplazados, y una cubierta de gas, se instalan sobre el policromador de rayos X.^[3] Su trabajo exitoso añaden cinco años más a la vida útil del satélite. La misión se representó en el 1985 IMAX de la película El sueño está vivo.

De manera significativa, paquete de instrumentos ACRIM del SMM demostró que, contrariamente a lo esperado, el Sol es en realidad más brillante durante la mancha solar de ciclo máximo (cuando aparece el mayor número de manchas solares ” oscuros). Esto se debe a que las manchas solares están rodeadas de características brillantes llamadas fáculas, que más de cancelar el efecto de oscurecimiento de la mancha solar.

Los principales hallazgos científicos de la SMM se presentan en varios artículos de revisión en una monografía.^[4]

El SMM descubrió diez cometas sungrazers entre 1987 y 1989.^[5]

El Observatorio de Gran Altitud (HAO) proporcionó un coronógrafo / polarímetro de luz blanca (C / P) para estudiar la relación de la corona para el proceso de bengala. Este instrumento obtiene las imágenes coronales de marzo a septiembre de 1980, antes de sufrir un fallo de la electrónica que vuelve inoperante. Unas semanas más tarde, un fallo en la alimentación en el Sistema de Control de Posición (ACS) de la nave espacial SMM; en consecuencia, que apunta estable de la nave espacial ya no era posible, y toda la nave espacial fue puesto en un modo inactivo ( “standby”). La nave espacial SMM permaneció en este estado durante más de 3 años. El transbordador espacial Challenger (STS-41C) fue lanzado el 6 de abril de 1984 al intentar una reparación en órbita de SMM. Esa misión fue un éxito en la sustitución de tanto el sistema de control de la nave espacial de la actitud y la Caja Electrónica Principal del coronógrafo.

La fricción atmosférica causó la altitud de la órbita de la nave espacial SMM a declinar lentamente. En consecuencia, el satélite SMM perdió el control de actitud, el 17 de noviembre de 1989, cuando la nave volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra. El reingreso se produjo el 2 de diciembre de 1989 en el océano Índico. El coronógrafo genera ~ 240.000 imágenes de la corona solar antes de su desaparición de fuego.

Sitios adicionales SMM

• Las páginas oficiales de la NASA SMM
• Información sobre la misión de reparación del transbordador espacial SMM

Hakucho (también conocido como Corsa-b antes del lanzamiento) fue la primera astronomía de rayos X por satélite de Japón, desarrollado por el Instituto de Ciencia Espacial y Aeronáutica (entonces una división de la Universidad de Tokio). Se puso en marcha por el ISAS M-3C-4 cohete el 21 de febrero de 1979, y volvió a entrar en la atmósfera el 16 de abril de 1985 ^{[ cita requerida ].}

Era un reemplazo para el satélite CORSA que no se pudo poner en marcha debido a un fallo del cohete el 4 de febrero 1976 ^{[ cita requerida ].}

Aspectos destacados

• Descubrimiento de suave transitoria de rayos X Cen X-4 y Aql X-1
• Descubrimiento de muchas fuentes de ráfaga
• el seguimiento a largo plazo del púlsar de rayos X (por ejemplo, Vela X-1)
• Descubrimiento de 2 Hz variabilidad en el rápido Burster nombrado más adelante cuasi periodo de oscilación.

El satélite japonés Corsa-b, dedicado a la astronomía de rayos X, fue lanzado por el cohete de tres etapas M-3C-4 desde el Centro Espacial Kagoshima el 21 de febrero 1979 en una órbita semicircular con un apogeo de 572 km, un perigeo de 545 km, con una inclinación de 29,9 ° y un periodo orbital de 96 minutos. Una vez en órbita, el satélite fue renombrado Hakucho, que es japonés para el cisne o Cygnus. Hakucho fue diseñado con los siguientes objetivos: una encuesta completa del cielo en busca de explosiones de rayos X, el estudio espectral y temporal de las fuentes, el monitoreo de fuentes transitorias, el estudio del cielo en la sub-keV rayos X, y la observación de objetos específicos en coordinación con otros instrumentos / en otras longitudes de onda. Después de una semana de la salida de los instrumentos se enciende el 27 de febrero de 1979. Hakucho operado durante unos dos años simultáneamente con el observatorio Einstein carring una carga complementaria a bordo Einstein. A partir de 1983 también operado simultáneamente con Tenma, el segundo satélite astronómico de rayos X japonés. Se volvió a entrar en el 16 Aprile 1985.

El satélite era un pilar octogonal con una cola afilada como se muestra en la figura anterior. El satélite tenía un peso ligero. La masa total fue de 95,9 kg, donde la instrumentación de rayos X era aproximadamente un tercio del total. El satélite fue estabilizado en espín, con un período de rotación nominal de 12 segundos. No había una limitación debido a que el ángulo entre el eje de giro y la dirección solar debe haber sido mantenida entre 125 ° y 150 °.

El sistema detector de rayos X consistía en tres experimentos para un total de contadores Elevent. Siete contadores fueron colocados en la cubierta superior de la nave espacial para observar fuentes en la región del cielo a la que se apunta el eje de giro. Cuatro contadores, con campos de visión perpendicular al eje de rotación, barridos bandas del cielo, como el satélite gira.

• El experimento muy suave (VSX) consistió en cuatro contadores idénticos con una ventana delgada de polipropileno sensibles a 0,1 – 1.0 keV y un área efectiva ~ 77 cm ² cada uno. Dos de los contadores (la P) se encuentra en una dirección casi paralela al eje de giro en 2,7 ° offset. Los otros dos (el V) donde encuentra compensado al eje de giro inclinado 45 °.
• En el segundo experimento, suave de rayos X (SFX), consistió en 6 contadores proporcionales con una ventana Sea sensible a 1,5 – 30,0 keV. Cuatro de los contadores (la P dividido en dos CMC y dos FMC) tienen una dirección de visión paralela al eje de giro y los otros dos (el V) fueron de 45 ° inclinado. Dos de los contadores de P, el CMC, tienen idéntica área efectiva (69 ^cm2) y el campo de visión de 17,6 °. Los otros dos contadores P, la FMC tienen un campo de visión idéntica de 5,8 ° FWHM y el área efectiva de 40 y 83 ^cm2. Los contadores de V tienen idéntica área efectiva (32 ^cm2) y el campo de visión 50.3 ° X 1,7 °.
• El último experimento de rayos X del disco duro (HDX) era un contador de centelleo de NaI (Tl) sensible al 10 – 100 keV. Consistía en una sola unidad con un área efectiva de 49 cm ² y un campo de visión de 4,4 ° X 10,0 ° FWHM. Este detector se encuentra paralelo al eje de giro con un pequeño desplazamiento de 3 °.

El instrumento podría funcionar con diferentes modos diferentes que proporcionan la energía y el tiempo de resolución (con 5,86 como mínimo).

Hakucho ha descubierto una serie de nuevas fuentes de estallido de rayos X, incluyendo Cen X-4 y Aql X-1. Estos estallidos vinculados con contrapartidas ópticas de baja masa que habían sido identificados previamente. El satélite también supervisa las variabilidades en los púlsares conocidos como A0535 + 262 y Vela X-1, que muestra complicada variación del período de pulso. Descubierto un 2 Hz rápida variabilidad de la rápida carga de dispersión, conocida ahora como la Oscilación Cuasi periódica.

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