Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer

Representación artística de SAMPEX

Organización: NASA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 3 de julio de 1992

Vehículo de lanzamiento: Scout

Sitio de lanzamiento: Vandenberg

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 158 kg

NSSDC ID: 1992-038A

Inclinación: 81,6 grados

Período orbital: 93,6 minutos

Apoastro: 490 km

Periastro: 423,7 km

• Perigeo: 520 km
• Apogeo: 670 km
• Inclinación orbital: 82 grados
• Longitud: 1,5 m
• Diámetro máximo: 0,86 m

Instrumentos principales

HILT (Heavy Ion Large Area Proportional Counter Telescope)

LEICA (Low Energy Ion Composition Analyzer)

MAST (Mass Spectrometer Telescope)

PET (Proton/Electron Telescope)

Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer (SAMPEX) es un satélite artificial de la NASA lanzado el 3 de julio de 1992 y diseñado para estudiar la energía, composición y carga de cuatro tipos diferentes de partículas provenientes de más allá de la Tierra:

• Rayos cósmicos galácticos (originados en supernovas dentro de la Vía Láctea)
• Rayos cósmicos anómalos (producidos en el gas interestelar que rodea al sistema solar)
• Partículas energéticas solares
• Electrones magnetosféricos (partículas del viento solar atrapadas por el campo magnético terrestre)

SAMPEX es la primera misión del programa Small Explorer de la NASA. Sus observaciones van dirigidas a proporcionar nuevos datos sobre la abundancia cósmica de elementos y sus isótopos, la composición del gas interestelar local, la composición solar y los mecanismos responsables del calentamiento de la atmósfera solar, y la transferencia de energía mediante electrones a las capas altas de la atmósfera terrestre.

Sistemas

El satélite mantiene su posición gracias a sus sensores solares y estelares y a un magnetómetro. La alimentación eléctrica la proporcionaban dos paneles solares desplegables constituidos por células solares de arseniuro de galio, produciendo un total de 102 vatios de potencia media. Para los momentos de eclipse el satélite lleva un par de baterías de níquel–cadmio con una capacidad de 9 amperios-hora. El control térmico se produce de manera pasiva. Las comunicaciones tienen lugar a través de dos antenas omnidireccionales alimentadas por transpondedores de 5 vatios que transmitían en banda S.

Instrumentos

• HILT (Heavy Ion Large Area Proportional Counter Telescope): mide la energía de los iones pesados en el rango de 8 a 220 MeV/nucleón para el oxígeno.
• LEICA (Low Energy Ion Composition Analyzer): mide iones magnetosféricos y solares en el rango de 0,5 a 5 MeV
• MAST (Mass Spectrometer Telescope): mide la composición isotópica de elementos desde el litio al níquel en el rango de 10 MeV a varios cientos de MeV.
• PET (Proton/Electron Telescope): complementa a MAST midiendo el espectro de energía y la composición relativa de protones en el rango de 18 a 250 MeV y de núcleos de helio en el de 18 to 350 MeV/núcleo. También mide el espectro energético de las erupciones solares y de electrones de entre 0,4 a 30 MeV.

Referencias

Wade, Mark (2008). SAMPEX en Encyclopedia Astronautica «SAMPEX» (en inglés). Consultado el 10 de enero de 2009.

Enlaces externos

• Página web de SAMPEX
• SAMPEX en n2yo.com

SAMPEX es el primero de SMEX’es (pequeños exploradores). SAMPEX se puso en marcha en julio de 1992 del Campo de Pruebas Occidental (Lompoc, CA) a 1.419 UT, el 3 de julio de 1992. Las órbitas SAMPEX a una altitud de 520 por 670 kilometros y 82 grados de inclinación y lleva cuatro instrumentos a bordo. Medidas SAMPEX electrones energéticos, así como la composición de iones de poblaciones de partículas de ~ 0,4 MeV / nucleón a cientos de MeV / nucleón de un satélite orientado cenit en una órbita casi polar. La carga útil combina algunos de los sensores de partículas más sensible jamás lanzado al espacio.

La misión SAMPEX terminó el 30 de junio de 2004.

Estudios SAMPEX la energía, los estados composición y carga de partículas de explosiones de supernovas en las partes distantes de la galaxia, desde el corazón de las erupciones solares, y desde las profundidades del espacio interestelar cercano. También vigila de cerca las poblaciones de partículas magnetosféricos que hunden vez en cuando en la atmósfera media de la Tierra, por lo tanto ionizantes gases neutros y alterando la química de la atmósfera. Una parte clave de SAMPEX es utilizar el campo magnético de la tierra como un componente esencial de la estrategia de medición. campo de la Tierra se utiliza como un espectrómetro magnético gigante para separar diferentes energías y cargar estados de partículas como SAMPEX ejecuta su órbita casi polar.

Casi cinco años después de su lanzamiento en el mínimo actual del ciclo solar, SAMPEX ha llevado a cabo una amplia gama de observaciones y descubrimientos relativos solar, heliosférica, y las partículas energéticas magnetosféricos visto desde su punto de vista único en una órbita casi polar terrestre baja. Puesto que casi todos los procesos que estamos estudiando son impulsados o fuertemente influenciados por el ciclo de actividad solar, tenemos la oportunidad de caracterizar completamente la dependencia ciclo solar de una amplia gama de procesos fundamentales para los objetivos de la Oficina de la NASA de Sun- de Ciencia Espacial Las conexiones de tierra (SEC) temáticos. Durante los próximos años como las rampas de la actividad solar hasta su máximo de 11 años, las investigaciones SAMPEX harán lo siguiente:

encuestar a la aceleración de los electrones relativistas, medir su impacto en la atmósfera superior, y determinar su influencia en la química atmosférica, no sólo para las condiciones de mínimo solar, sino también para los períodos activos solares mucho más complejas

• obtener muestras de material solar a partir de bengalas docenas, en comparación con el puñado observado durante la fase descendente del ciclo solar

• medir la composición isotópica componente anómalo, atrapando toda la vida, y la casi desaparición del máximo solar

• servir como un enlace único en la cadena de observatorios puestos en marcha por la NASA y sus socios internacionales para estudiar el clima espacial durante el próximo máximo solar.

La mayor parte de estas investigaciones sólo se puede llevar a cabo usando SAMPEX de órbita única y detectores altamente sensibles, y no se puede lograr con otras operaciones o investigaciones spacecraft. SAMPEX previstas se cuenta una gran variedad de preguntas. Hemos llevado a cabo e informar a la comunidad científica los hallazgos principales que abordan las partículas solares, anómalos, y magnetosféricos que da nombre a la misión.

Desde ciclo de actividad del Sol tiene una profunda influencia sobre la mayor parte de conexión Sol-Tierra de la NASA (SEC) preguntas, es esencial para llevar a cabo observaciones durante ambos períodos activos tranquilas y solares si se quiere lograr una comprensión científica de los procesos.

Esta figura muestra el número de manchas solares y plazos de naves espaciales. Esta flota de naves espaciales ofrece una oportunidad única para observar la máxima actividad solar con una capacidad sin precedentes. SAMPEX es un elemento crucial en esta imagen, que abarca la última etapa del flujo de energía-impulso del sol en la atmósfera y la magnetosfera de la Tierra, una parte vital del tema de la Conexión Sol-Tierra y el LWS (Viviendo con una Estrella) programa.

UVC

Far Ultraviolet Camera/Spectrograph

23/04/1972

Far Ultraviolet Camera Spectrograph model on display.

La cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo (UVC) fue uno de los experimentos desplegados en la superficie lunar por los astronautas del Apolo 16. Se componía de un telescopio y cámara que obtiene imágenes astronómicas y espectros en la región ultravioleta lejano del espectro electromagnético.

Instrumentos

La cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo fue montada en un trípode, f / 1,0, 75 mm cámara Schmidt electronographic un peso de 22 kg. Tenía un campo de 20 ° de vista en el modo de imagen y 0.5×20 ° de campo en el modo espectrográfico. [1] Los datos espectroscópicos fueron proporcionados 300-1350 Ångström, con 30 Å de resolución, y las imágenes se proporcionan en dos rangos de bandas de paso, 1050-1260 y 1200-1550 Å Å. [2] Había dos placas correctores hechas de fluoruro de litio (LIF) o fluoruro de calcio (CaF2), que podrían ser seleccionados para diferentes bandas de UV. [1] La cámara contenía un fotocátodo yoduro de cesio (CSI) y utiliza un cartucho de película [2], que fue recuperado y devuelto a la tierra para su procesamiento.

John Young que saluda y saltando sobre la superficie lunar. La cámara UV lejano / espectrógrafo se puede ver en el fondo, bajo la sombra del módulo lunar. John Young saluting and jumping on the lunar surface. The Far UV Camera/Spectrograph can be seen in the background, under the shadow of the lunar module.

El experimento fue colocado en la región de tierras altas de Descartes superficie lunar donde Apolo 16 astronautas John Young y Charles Duke aterrizaron en abril de 1972. Para mantenerlo fresco y eliminar el brillo solar, que se colocó en la sombra del módulo lunar. Fue dirigido manualmente por los astronautas, que se re-orientar el telescopio a blancos durante toda la estancia lunar. [1]

Objetivos del experimento

Los objetivos de la cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo se extendieron a través de varias disciplinas de la astronomía. estudios de la Tierra se hicieron mediante el estudio de la composición de la atmósfera superior de la Tierra y la estructura, la ionosfera, la geocorona, día y noche, la luminiscencia atmosférica, y las auroras. Heliophysics estudios fueron hechos por la obtención de espectros e imagenes del viento solar, la nube del arco solar y otras nubes de gas en el sistema solar. Observaciones astronómicas por obtener evidencia directa del hidrógeno intergaláctico, y los espectros de los cúmulos de galaxias distantes y dentro de la Vía Láctea. Los estudios lunares se llevaron a cabo mediante la detección de gases en la atmósfera lunar, y la búsqueda de posibles gases volcánicos. También hubo consideraciones para evaluar la superficie lunar como un sitio para futuros observatorios astronómicos. [1]

Resultados

Esta es una imagen de la Tierra en luz ultravioleta, tomada desde la superficie de la Luna. El lado diurno refleja una gran cantidad de luz ultravioleta del Sol, pero el lado nocturno muestra bandas de emisión UV de la aurora causada por las partículas cargadas. [3] This is a picture of Earth in ultraviolet light, taken from the surface of the Moon. The day-side reflects a lot of UV light from the Sun, but the night-side shows bands of UV emission from the aurora caused by charged particles.^[3]

El cartucho de película se retiró durante la tercera y última actividad extravehicular, [4] y regresó a la tierra. El resto del paquete de instrumentos fue dejado en la superficie lunar. Se obtuvieron un total de 178 fotogramas de la película de 11 [5] objetivos diferentes, incluyendo:. atmósfera de la Tierra superior y aurora, varios grupos de nebulosas y estrellas, y la Gran Nube de Magallanes [6]

Diseñador

El investigador principal y jefe de máquinas de la cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo fue el Dr. Robert George Carruthers, que estaba trabajando en el Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos. [7] En 1969, el Dr. Carruthers se le dio una patente para “convertidor de imagen para la detección de la radiación electromagnética, especialmente en Short Longitudes de onda”. Por esta y su futura labor, recibió la Medalla Nacional de Tecnología 2012 y la Innovación. [8]

Segundo telescopio

Imagen en falso color del cometa Kohoutek fotografiado con la cámara electrografía del ultravioleta lejano durante una caminata espacial Skylab el 25 de diciembre de 1973. False color image of Comet Kohoutek photographed with the far-ultraviolet electrographic camera during a Skylab spacewalk on December 25, 1973.

Un segundo telescopio repuesto se modificó ligeramente y posteriormente trasladado en Skylab 4. Se le dio una lata de aluminio (Al) y el fluoruro de magnesio (MgF2) espejo en vez de renio. Fue montado en el Apolo Telescopio Monte de Skylab para el uso en órbita. [1] Entre las muchas imágenes y espectros que tomó, fue utilizado para estudiar la emisión ultravioleta del cometa Kohoutek. [9]

La cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo se realizó en el Apolo 16. Se utilizó un telescopio de 3 pulgadas para obtener imágenes y espectros a longitudes de onda entre 500 y 1600 Angstroms; (Luz visible corresponde a longitudes de onda de 4000-7000 Angstroms). Emisión a estas longitudes de onda proviene principalmente de estrellas muy calientes de clases espectral O, B, y A, con temperaturas superficiales de 10.000 a 50.000 ° ° K. Por comparación, la temperatura en la superficie visible del Sol es de aproximadamente 5800 ° K o 11000 ° F. Estrellas tan débiles como magnitud 11 o 100 veces más débil que puede ser visto por el ojo humano, se registraron. Los resultados se registraron en un cartucho de película y regresaron a la Tierra para su análisis. Se obtuvieron un total de 178 fotogramas de la película. El telescopio fue reorientado periódicamente por los astronautas con el fin de estudiar diversas partes del cielo. Entre los objetos estudiados fueron la atmósfera de la Tierra superior y aurora, varios grupos de nebulosas y estrellas, y la Gran Nube de Magallanes, que es una galaxia satélite de la Vía Láctea. Una versión de copia de seguridad de este experimento fue posteriormente trasladado en el vuelo final Skylab y se utilizó para estudiar emisión ultravioleta del cometa Kohoutek y otros objetos.

CHIPSat (Impresión artística, courtesy NASA)

Organización: NASA
Space Sciences Laboratory, Berkeley

Contratista: SpaceDev, Inc.

Misión tipo: Astronomy

Lanzamiento: January 12, 2003 on Delta II 7320-10

Lugar de lanzamiento: Vandenberg AFB SLC-2W, California

Termino misión: April 11, 2008

Massa: 64 kg (total), 40 kg (bus)

Webpage: chips.ssl.berkeley.edu

Elementos orbitales:

Semi-eje mayor: 6,955.88 kilometres (4,322.18 mi)

Excentricitdad: 0.0013

Inclinación: 94.01 degrees

Periodo orbital: 96.23 minutes

Right ascension of the ascending node: 11.86 degrees

Argumento del perigeeo: 19.70 degrees

Instrumentos

Spectrometro: A nebular spectrograph (9 to 26 nm)[1]

CHIPSat (Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer) es un microsatélite de la NASA dedicado a la espectroscopia del fondo difuso del ultravioleta en rango entre 90 a 260 angstroms. Pertenece a la clase de misiones UNEX (University Explorer), patrocinadas por la NASA y fue lanzado desde la base de Vandenberg en un cohete Delta.

CHIPSat tiene una masa de 40 kg, consume 60 vatios de potencia y está estabilizado en los tres ejes. Fue fabricado por SpaceDev para la Universidad de California, Berkeley, bajo un contrato de la NASA. El coste de construcción del satélite se redujo utilizando partes disponibles comercialmente.

Fue el primer satélite en usar el protocolo TCP/IP en toda la cadena de comunicaciones hasta el control tierra.

• Masa total: 85 kg
• Perigeo: 585 km
• Apogeo: 601 km
• Inclinación orbital: 94,01 grados
• Periodo: 96,39 min

La Cósmica Interestelar caliente Espectrómetro de Plasma (CHIPS) es una misión de la Universidad-Class Explorer (UNEX), financiado por la NASA. Se llevará a cabo todo el cielo de la espectroscopia del fondo difuso en longitudes de onda el 90 a la 260 A con una resolución máxima de / 150 (aproximadamente 0,5 eV). CHIPS datos ayudarán a los científicos a determinar la temperatura de los electrones, las condiciones de ionización, y mecanismos de enfriamiento del plasma millones de grados creído para llenar la burbuja interestelar local. Se espera que la mayoría de la luminosidad a partir de plasma millones de grados difusa a surgir en la banda de CHIPS explorado mal, la fabricación de chips de datos de importancia en una amplia variedad de entornos y Galactic astrofísicas extragalácticos.

El instrumento CHIPS se realiza en el espacio a bordo del Chipsat, una nave espacial dedicada construida por SpaceDev, Inc., y puso en marcha de la segunda etapa de un cohete Boeing Delta II. Un exitoso lanzamiento se produjo a las 16:45 hora del Pacífico el domingo 12 de enero, 2003.

Estudiará las características espectrales clave del plasma interestelar caliente local, que requiere un espectrógrafo de la nebulosa con una resolución de pico / de ~ 100 o superior y una mejor sensibilidad de 20 LU (fotones cm-2 s-1 SR- 1). Si la temperatura del plasma está cerca de 106 K, los distintos modelos de enfriamiento puede ser distinguida y la luminosidad plasma bien caracterizados por un instrumento con un paso de banda de aproximadamente 160 a 260 Å. A temperaturas ligeramente superiores, líneas de emisión en longitudes de onda más cortas se vuelven importantes. Una extensión de longitudes de onda más cortas también proporciona solapamiento con la banda de rayos X de berilio, que se extiende desde aproximadamente 115 a 185 Å. CHIPS se extiende por el 90 – 260 Å gama. Si se exceden estos límites no es práctico, debido a las longitudes de onda más cortas requieren ángulos paste menos profundas, mientras que las longitudes de onda más largas son muy absorbidos por el medio interestelar local neutral y se verán abrumados por la emisión plasmasférico brillante en 304 Å.

Figura 1: Un diseño de 3-D del espectrógrafo CHIPS. El exterior del marco del alambre representa el volumen disponible dentro Chipsat.

La disposición general CHIPS se muestra arriba. La luz entra en el espectrógrafo a través de la serie de nueve ranuras de entrada que se muestran en la parte inferior derecha. Dentro de seis de las ranuras, pequeños espejos planos pickoff dirigir el haz y coaligan los campos de visión (en una dimensión) con los tres canales centrales. Cada hendidura ilumina una sola rejilla de difracción. Cada rejilla es cilíndrica, por lo que la luz se enfoca solamente en el plano de dispersión. Los nueve rejillas dispersan sus espectros en un plano detector común, plana. Filtros de capa fina cerca de la parte frontal del detector de atenuar la luz difusa fuera de banda. la luz de orden cero no impacta en el detector y puede ser confundido por separado. A diferencia de un espectrógrafo clásica Rowland, que ofrece un rendimiento deficiente y requiere un detector muy inclinada en geometrías pastoreo incidencia, variamos la separación de las ranuras para proporcionar control de la aberración y para aplanar la superficie focal (Harada-91). Los instrumentos EUVE y ORFEUS usan tales retículas de líneas espaciadas variables con gran éxito.

Cada uno de los canales de rejilla / nueve de hendidura tiene una velocidad de alrededor de f / 10. Las rejillas están alineadas en una dimensión en el cielo, lo que lleva a un campo total de visión de cerca de 5 ° × 26,7 °. La orientación girada de los canales fuera del eje presenta un ligero desajuste entre la superficie focal ideal y el plano detector común en los extremos de la banda de paso. La curva de resolución incluso para el canal central es bastante estrecho pico, sin embargo, por lo que la pérdida marginal causada por la multiplicidad de canales es pequeña. CHIPS ofrece ninguna resolución angular significativo dentro de su campo de visión. de imágenes de origen puntual no es necesario en longitudes de onda CHIPS, debido a que el flujo integrado de fuentes puntuales estelares es muy por debajo del nivel de flujo difuso esperado. El continuo que va desde 43 Hz, la enana blanca más brillante del cielo, es menor que el detector de fondo. La flama de la estrella conocida AU Mic en estallido (Katsova-97) produce líneas correspondientes.

La misión CHIPS tendrá una duración de un año. En sus primeros seis meses, CHIPS hará un mapa de todo el cielo a una profundidad de alrededor de 40.000 segundos por elemento de resolución (Resel). Cada Resel es de 5 ° × 26,7 °; se requieren aproximadamente 316 resels para cubrir todo el cielo. Este mapa debe proporcionar una alta S / N detecciones de las líneas de emisión fuertes. Entonces podemos pasar los segundos seis meses haciendo observaciones profundas de las regiones de especial interés o la cartografía de la emisión en regiones seleccionadas a mayor resolución espacial (orientación del campo 5 ° × 26,7 ° de vista perpendicular a la dirección inicial de la encuesta). Alternativamente, puede ser más deseable que repetir el procedimiento de asignación de cielo, doblando el tiempo de integración en cada Resel.

Chipsat es una caja de tres ejes, estabilizando la nave espacial, con una matriz de paneles solares más o menos ortogonales a la campo de visión del espectrógrafo. En base a los cálculos actuales para la provisión de energía, tenemos la intención de los paneles solares que permanecen casi totalmente iluminados en el lado iluminado de la órbita, lo que limita el campo de visión de un círculo máximo (aproximadamente) perpendicular a la línea de tierra-sol. Durante la noche orbital, el campo de la vista espectacular es sin restricciones. Tenemos previsto dos pointings inerciales por órbita, con breves cambios de cerca del mediodía y la medianoche orbital. La eficiencia de las observaciones en general debe ser alto, ya que cada serie requiere sólo alrededor de un minuto, y no más de ~ 20% del tiempo se gastará en la Anomalía del Atlántico Sur, donde las altas tasas de fondo pueden comprometer los datos.

Comprender el nacimiento de estrellas y la estructura de GalaxiesInterstellar MediumThe ISM, literalmente, contiene las semillas de futuras estrellas, y todas las estrellas que vemos una vez que se formaron a cabo el mismo tipo de gas difuso y polvo. Cuando el gas en el ISM se enfría y se contrae, las matas gas forma que pueden convertirse en estrellas y planetas. De hecho, este es probablemente cómo se formó nuestro sistema solar. Uno de los mayores misterios de la astrofísica es el proceso que convierte estos gases y polvos muy difusos, calientes y fríos en el ISM en estrellas. Esta fotografía (derecha) tomaron 5 marzo de 1999 por el telescopio espacial Hubble capta las diversas etapas de la vida de la estrella ciclo. Para la parte superior izquierda del centro es la supergigante azul llamada Sher evolucionado 25. Cerca del centro está un racimo estelar dominado por estrellas jóvenes y calientes. Las nubes oscuras en la parte superior derecha son llamados glóbulos de Bok, que son probablemente en una etapa más temprana de la formación de estrellas. Las nubes de color oro se ionizan el gas de hidrógeno en el ISM.

 CHIPsat Lanzado desde Vanderberg Airforce Base, CA

 CHIPsat, shown separating from the second stage.

Chipsat en el laboratorio. Los rectángulos negros son células solares, y las aberturas para el estudio de la ISM son justo por debajo del disco en front.University de California, Berkeley

Los miembros del equipo cerraron el satélite Cosmic caliente interestelar Espectrómetro de Plasma (chipsat), única clase universitaria Explorador de naves espaciales de la NASA, el 11 de abril. Marcos Hurwitz, investigador principal de la misión, dijo que los científicos volvieron al satélite fuera debido a la falta de fondos.

“Por lo general, las misiones solo hacía cada vez extendidos, pero que ahora están llegando al final de los rendimientos decrecientes en algunos de estos pequeños satélites”, dijo Patrick Crouse, jefe de proyecto de operaciones de la misión ciencia espacial en el Goddard Space Flight Center, en una declaración preparada. Chipsat marca la tercera vez que la NASA ha retirado el tapón en un satélite que funciona desde el pasado otoño

Chipsat pasó los últimos 10 años en una batalla incierta. NASA financió en primer lugar la misión en 1998, sin embargo, se enfrentó el satélite diversos obstáculos de transporte antes de su lanzamiento en el año 2003. El gobierno de Estados Unidos negó el viaje en cohete ruso planeado debido a una política que prohíbe el lanzamiento de satélites financiados por el gobierno de los vehículos extranjeros, y el plan del satélite B (un asiento en un GPS) fracasó en 1999. Se llegó finalmente a la órbita de la Tierra en un cohete Delta cuatro años más tarde.

Una vez en el espacio, el satélite no detecta las emisiones EUV Hurwitz esperaba encontrar. Más tarde se llegó a la conclusión de que el medio interestelar local brilla 30 veces más débil en EUV de lo esperado. Los resultados de Chipsat sugieren, ya sea que el gas interestelar es una temperatura diferente que se pensaba, o que los astrónomos todavía tienen que averiguar exactamente lo que comprende la materia entre las estrellas.

El intento de hacer buen uso de los equipos de trabajo y los fondos sobrantes del equipo, señaló SSL chipsat al Sol para estudiar las emisiones solares en el UVE. Ellos observaron la radiación de la cromosfera y la corona del Sol, así como los procesos químicos provocados por la radiación UVE solar en la atmósfera superior de la Tierra.

La NASA ya tiene satélites que estudian las emisiones UV del sol, sin embargo, y en última instancia, la agencia negó dos propuestas nuevas SSL para llevar a cabo un análisis más detallado de los datos. Así terminó la contribución de chipsat a nuestro conocimiento de la distribución de la temperatura atmosférica del Sol.

Chipsat no está del todo muerto: SSL y la NASA puede despertar el satélite hasta si alguna vez hay que usarla. Por ahora, sin embargo, la Agencia ha llegado a la conclusión de que la producción de la misión no es digna de su coste.

“Es triste y liberador,” dice Hurwitz, que ha pasado a la enseñanza de la física de alta escuela. “Ha sido una suerte que el proyecto ha ido en el tiempo que tiene, y ha sido muy bueno”.

Chipsat es la primera misión de la NASA para utilizar las operaciones de satélites de extremo a extremo con TCP / IP y FTP (File Transfer Protocol). Este concepto ha sido analizado y demostrado por el equipo de la NASA a través de OMNI UoSAT-12. Sin embargo, Chipsat es la primera nave espacial para poner en práctica el concepto de TCP / IP como el único medio de comunicación por RF comunicaciones. El satélite está en la banda-S. El transceptor se compone de un transmisor y receptor separados que se combinan a través de un diplexor altamente selectivo y se dividió en dos (RHCP).

El TCP / IP y UDP / IP (Protocolo de Datagrama de Usuario / Protocolo de Internet) conjunto de protocolos se utilizan para comunicar todos los datos entre la S / C y el usuario suelo directamente. Los datos se reciben, archivada y monitoreado en MCC (Centro de Control de Misión) en SpaceDev, y luego enviado a SOC (Science Operation Center) en la UCB / SSL a través de Internet.

El protocolo UDP / IP (User Datagram Protocol) es seleccionado para el monitoreo en tiempo real y en tiempo real al mando (se desacopla ambas direcciones) y presenta mucho menos sobrecarga. La configuración permite la recepción de paquetes de ingeniería y de estado (telemetría) en caso de que el enlace ascendente no está funcionando. Por el contrario, los permisos de configuración también para el comando “en los ciegos”, de enlace ascendente de paquetes UDP en el caso de la telemetría no está funcionando.

Nota: El servicio UDP de los permisos de protocolo TCP / IP para enviar paquetes discretos de información denominado “datagramas” que no están garantizados para llegar allí y pueden llegar fuera de orden en función de su enrutamiento a través del sistema de propiedad intelectual. No es necesaria una comunicación de dos vías en esta configuración porque los datos se transmiten. Por lo tanto, si se necesita una garantía de que al menos algunos paquetes de conseguir a través de, incluso si una dirección del enlace de comunicación falla, entonces UDP puede ser utilizado. – TCP con ofertas de asegurarse de que todos los paquetes llegan y se encuentran en el orden correcto. TCP implica una conexión de dos vías y un mayor nivel de sobrecarga de comunicaciones para asegurar que todos los paquetes llegan y se encuentran en el orden correcto.

La nave espacial se aprovecha de las capacidades innatas y herramientas comunes de Internet para gestionar la sincronización de tiempo entre el suelo y la nave espacial. Estos incluyen NTP (Network Time Protocol) en los routers de datos SpaceDev TCP / IP situadas en las estaciones terrestres y SNTP (Simple Network Time Protocol) que se ejecutan en el sistema operativo nave espacial. El software que se ejecuta en la nave espacial solicita periódicamente una actualización de tiempo desde la estación de tierra, y después de una exitosa eco SNTP, el reloj de la nave espacial está alineado a UTC (estimado en más de 100 milisegundos).

• La misión Chipsat fue retirado el 11 de abril de 2008 – después de 5 años de operaciones exitosas. La razón de su retiro era simplemente que la NASA no proporcionó un presupuesto para continuar las operaciones de bajo costo de la misión. 10) 11) 12)
• A mediados de enero de 2005, Chipsat estaba operando durante dos años en órbita. 13)
• Durante los primeros seis meses de la misión, la nave espacial Chipsat ha sido capaz de realizar por sus requisitos de diseño. Sin embargo, se han producido varias anomalías (tanto esperadas e inesperadas). Desde el inicio de la recogida de datos científicos, el ciclo de trabajo neto para la adquisición de datos de la ciencia es de ~ 95%. – Debido a la utilización de productos electrónicos comerciales no resistentes a la radiación, se espera que una serie de acontecimientos VER (un solo evento Efecto).
• A lo largo del período inicial, se llevaron a cabo operaciones de la misión del centro de operaciones de la misión en SpaceDev Inc., con sólo los comandos de instrumentos originados en Berkeley. El funcionamiento del satélite desde la instalación SpaceDev fue crucial, ya que permitió a los ingenieros de la nave espacial más experimentados y con conocimientos para participar en la toma de decisiones del día a día (a veces de momento a momento). A medida que las operaciones en su conjunto se convirtieron en rutina, sin embargo, se hizo ventajosa que confiar en el personal de operaciones de la misión y la infraestructura desarrollados principalmente para los HESSI y RÁPIDO misiones ya existentes en Berkeley. Las operaciones fueron la transición a Berkeley a finales de mayo de 2003, con SpaceDev seguir participando en reuniones periódicas y como se requiere para resolver las anomalías (Ref. 14).
• Tres anomalías se han producido hasta la fecha en relación con las ruedas de reacción de a bordo. Chipsat es la segunda misión con cuatro microwheels (la primera misión es FedSat); como el ordenador de vuelo, el diseño de la rueda emplea principalmente piezas comerciales. Una de las ruedas incurrió en un error de comunicación; como resultado, la rueda de repuesto está siendo utilizada para el control de ACS activa.
• La nave espacial fue encendida el 20 de enero de 2003. Pedido y puesta en marcha del sistema de control de actitud y espectrógrafo se produjeron durante las siguientes semanas. La puerta del detector se abrió el 26 de enero del 2 de febrero, los seis de la rendija de entrada cubiertas se habían abierto a sus posiciones “horizontal” (el primero de distensión después de las posiciones cerradas empleadas durante la puesta en marcha) o 1 mm. Observaciones astrofísicas intensificaron a principios de febrero, ya que las actividades de puesta en marcha de la herida hacia abajo. 14)

Figure 8: Photo of the CHIPS spectrometer (image credit: UCB/SSL)

El TDC (tiempo al convertidor Digital) es responsable de procesar eventos de fotón válido [conversión pulsos analógicas de los amplificadores de RF detector digital (x, y) coordenadas y amplitudes de la carga] y rechazar eventos subliminal o incompletas.

Además del programa STEDI (Student Explorer Demonstration Initiative), una iniciativa de la NASA y de la USRA (Universities Space Research Association) iniciada en 1984 para propiciar que los estudiantes universitarios pudieran participar en misiones espaciales científicas, la agencia estadounidense puso en marcha otro programa llamado UnEX (University-Class Explorer), que permitiría la propuesta por parte de las universidades de misiones espaciales científicas de bajo coste (no más de 13 millones de dólares). Dirigido por el Goddard Space Flight Center, estaría pues protagonizado por los satélites Explorer de más bajo coste. El objetivo era proporcionar frecuentes oportunidades de vuelo para experimentos muy concretos presentados por las universidades.

El primer satélite de la serie UnEX sería el CHIPSat (Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer Satellite), que como su nombre indica implicaría el envío al espacio de un espectrómetro dedicado a estudiar el plasma caliente interestelar. Otra misión en el programa, el IMEX (Inner Magnetosphere Explorer), fue cancelada al excederse demasiado en sus presupuestos.

Así pues, hasta la fecha (2015) sólo el CHIPSat ha volado a la órbita terrestre en el marco del programa UnEX, y no parece que vaya a hacerlo ningún vehículo más. Financiado por la NASA, fue construido por la empresa SpaceDev, que proporcionó la plataforma BD-II, y por el Space Sciences Laboratory, de la University of California, en Berkeley, que preparó el espectroscopio ultravioleta CHIPS. El vehículo sería pequeño, de apenas 65 Kg de peso, y viajaría como carga secundaria junto al satélite principal ICESAT, a bordo de un cohete Delta-II.

A pesar de su sencillez y su aspecto compacto (del tamaño de una maleta), el CHIPSat estaría diseñado para orientarse estabilizado en sus tres ejes, dispondría de un panel solar integrado y podría operar durante al menos 18 meses. Llevando a bordo un único instrumento científico, la misión pudo ponerse en marcha a un precio muy bajo en comparación con otras contemporáneas más ambiciosas.

Figure 9: Cutaway view of the spectrometer configuration (image credit: UCB/SSL)

Fue finalmente lanzado el 13 de enero de 2003, a bordo de un cohete Delta-7320-10C, junto al citado ICESAT. Este último se separó primero, y luego lo hizo el CHIPSat, 83 minutos después del despegue. Un cuarto de hora más tarde, fue contactado por la estación situada en la universidad de California, en Berkeley, confirmando su perfecto funcionamiento en su órbita de 594 por 586 Km, inclinada 94 grados respecto al ecuador.

Durante los primeros seis meses, el vehículo mapeó todo el cielo con una profundidad de unos 40.000 segundos por elemento de resolución (se establecieron 316 elementos para cubrir todo el cielo). El medio año siguiente se dedicaría a efectuar observaciones de regiones de especial interés o a mapear la emisión ultravioleta de aquellas seleccionadas a una mayor resolución espacial. Finalmente, el CHIPSat funcionó durante cinco años, de manera que pudo ampliar enormemente su cosecha de resultados. Envió, por ejemplo, un estudio espectroscópico completo de todo el cielo (fondo difuso) en las longitudes de onda de 90 to 260 Å. Con ello los científicos obtendrían información sobre la temperatura de los electrones, la ionización y los mecanismos de enfriamiento del plasma contenido en la burbuja interestelar local, a 1 millón de grados de temperatura.

Finalizada su tarea, el CHIPSat fue desconectado en abril de 2008.

El ‘BOOMERanG experimento (acrónimo de B alloon bservaciones O O F M illimetric Y xtragalactic R adiation un d G eophysics) es un experimento que mide la radiación cósmica de fondo de una porción del espacio, utilizando tres vuelo sub-orbital de una globo de gran altitud. Fue el primer experimento puede proporcionar una imagen de alta definición de la anisotropía de la temperatura de la radiación cósmica de fondo. A través de un telescopio hizo volar a una altitud de 42 km alrededor de él era posible reducir la ‘ absorción de microondas (producido por la radiación de fondo) en la parte de’ la atmósfera de la Tierra.

El primer vuelo de prueba tuvo lugar en los cielos de ‘América del Norte en 1997. El próximo de dos de los vuelos en globo son parte de 1998 y en 2003 por la base antártica permanente McMurdo. El balón atrás alrededor del polo sur mediante el vórtice polar, volviendo al punto de partida después de dos semanas. El telescopio se nombra para este efecto (efecto boomerang).

La elevada altitud del globo en preparación para el lanzamiento

Instrumentación

El experimento utilizó las bolómetros^[1] para la detección de la radiación de fondo; estos instrumentos se mantuvieron a una temperatura de 0,27 K (-272,88 ° C). De acuerdo con la ley de Debye los materiales, a esta temperatura, tienen una capacidad térmica muy baja; el horno de microondas procedente de la radiación de fondo que causa un aumento de temperatura fuerte, proporcional a la intensidad de ‘onda. Estos cambios de temperatura son detectados por los termómetros de alta resolución.

Un espejo de 1,2 m^[2] se centra entonces el microondas en un plano focal consta de 16 sensores. Este tipo de sensores, que funcionan a 145 G Hz , 245 G Hz y 345 G Hz se combinan en un área de 8 píxeles. De esta manera el telescopio fue capaz de analizar una pequeña porción de espacio para un tiempo y por lo tanto se ve obligado a girar para analizar toda la zona en el análisis.

Resultados

Anisotropía de la radiación de fondo detectada por BOOMERanG

Junto con otros experimentos como Saskatoon, QMAP, MAXIMA, el boomerang datos del experimento de 1997 y 1998 eran útiles para calcular la distancia del diámetro angular de la superficie de la última dispersión con una alta precisión. Estos datos, combinados con otros datos acerca de la constante de Hubble, dio como resultado final que la geometría del universo es plana.^{[3] [4]} Este hallazgo apoya la existencia de’ energía oscura. El vuelo de 2003 BOOMERanG de los datos dio como resultado una señal con una alta relación señal-ruido, útil para la cartografía de la temperatura de la anisotropía de la radiación de fondo y para la medición de la polarización de la radiación.

El proyecto BOOMERANG registra el universo tempranero

Flotando en la estratósfera sobre la Antártica a finales de 1998, el telescopio BOOMERANG, a bordo de un globo, observó el universo a longitudes de onda milimétricas. Las estructuras granulosas que el mismo detectó se aprecian en esta imagen, que es la más detallada del universo en su infancia (quizás tan solo unos 300,000 años) que se ha obtenido hasta hoy. La imagen en color falso muestra las tenues fluctuaciones de la temperatura del plasma caliente que llenaba el universo antes de que la expansión enfriara la materia para producir las conocidas estrellas y galaxias. El tamaño de las fluctuaciones mostradas en esta imagen por el BOOMERANG ha convencido a muchos cosmólogos de que el universo contiene justo la cantidad de materia y energía para ser plano, que es una de las poderosas predicciones de la popular teoría inflacionaria, la cual describe los momentos primordiales del Big Bang. Un universo plano se expandirá para siempre y dos rayos de luz que en su inicio fueron paralelos nunca se apartarán o se intersecarán. Pero no todo está resuelto, pues los resultados del proyecto BOOMERANG no muestran claramente detalles que permitan confirmar las cantidades sospechadas de materia oscura ni la constante cosmológica.

La radiación cósmica de fondo superpuesta sobre el monte Erebus a la misma  escala.

El telescopio Boomerang revela la estructura del Universo primitivo

El proyecto BOOMERANG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics) ha obtenido un mapa detallado de la radiación cósmica de fondo (cosmic microwave background CMB) mediante un radiotelescopio de dos toneladas de peso elevado en globo sobre la base McMurdo en la Antártida.

El mapa de microondas cubre unos 1.800 grados de superficie del cielo. La Luna se ha representado a la misma escala abajo a la derecha. Muestra el Universo hace unos 14.000 millones de años, cuando se enfrió por debajo de los 2700º C y pasó de estar constituido por un plasma opaco a la luz a ser perfectamente transparente. La escala de color distingue variaciones de temperatura en el plasma primordial de tan sólo 0.0001º C. Aunque insignificantes, estas pequeñas variaciones son las que luego dieron lugar a los supercúmulos de galaxias.

Comparando el mapa obtenido (arriba) con distintos modelos cosmológicos simulados se comprueba que el que se ajusta mejor a las observaciones es el que propone que la geometría del Universo es plana (abajo, centro). Para entendernos: decir que el Universo es plano equivale a decir que la geometría elemental que aprendimos en la escuela es válida para distancias cosmológicas, es decir, que dos rayos de luz paralelos lo son indefinidamente. Las zonas calientes y frías observadas miden aproximadamente un grado de diámetro. 

Si el espacio estuviese curvado, las imágenes aparecerían distorsionadas:

• En un universo cerrado las líneas paralelas tienden a converger, y las estructuras observadas se verían ampliadas (abajo, izquierda)
• En un universo abierto las líneas paralelas tienden a diverger, y las estructuras observadas serían menores de 1 grado (abajo, derecha)

            Los datos obtenidos por Boomerang (en azul) se han superpuesto a los que ofrecen los estudios de explosiones supernova de tipo S1a (amarillo). En el gráfico se relacionan la densidad media de la materia (Omega_m, en horizontal), que tiende a frenar la expansión del Universo, y la energía oscura del vacío (Omega_, en el eje vertical), que tiende a acelerar la expansión. Si ambas observaciones son correctas, el Universo es cosmológicamente plano, empezó con una gran explosión (Big Bang) y no volverá a concentrarse.

Los 36 miembros del equipo investigador del proyecto BOOMERANG pertenecen a 16 universidades y organizaciones de Canada, Italia, el Reino Unido y los Estados Unidos, con el apoyo de:

• NSF, Department of Energy’s National Energy Research Scientific Computing Center y la NASA en Estados Unidos
• Italian Space Agency, Italian Antarctic Research Programme, Universidad de Roma La Sapienza en Italia, y
• Particle Physics and Astronomy Research Council en el Reino Unido.

BOOMERANG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics)

Institución responsable:  University of Rome, la Sapienza / California Institute of Technology
Investigador principal:  Prof. Paolo de Bernardis / Dr. Andrew Lange

Este instrumento es el fruto de un largo esfuerzo de cooperación Italo-Norteamericana. Ha sido diseñado para tener la resolución angular y sensitividad necesarias para medir el espectro angular de anisotropia en el fondo cósmico de microondas en escalas de subgrado, una región donde puede obtenerse una gran información cosmológica.

El telescopio esta compuesto por un espejo paraboloide desfasado de 1.3 m que alimenta a otro par de espejos elipsoidales a muy baja temperatura que a su vez retransmiten el foco primario en un conjunto de “feed horns”. A su vez, estos concentran la radiación entrante en detectores bolométricos refrigerados por helio hasta 0.3 grados Kelvin.

El sistema de apuntamiento consta de un par de ruedas de vuelo que contrarrestan el giro natural del globo estabilizando el telescopio. La frecuencia de rotación se ajusta por la información suministrada por los giróscopos, un magnetómetro y otros sensores. El telescopio es plenamente apuntable en azimuth, y puede inclinarse de 35 a 55 grados de elevación. Una cámara especial de seguimiento estelar permite, por ultimo, la reconstrucción precisa del apuntamiento luego del vuelo.

Detalles del globo y su operación

Sitio de lanzamiento: Williams Field, Estación McMurdo, Antartida   Hora lanzamiento: 4:48 utc
Lanzamiento y operación del globo a cargo de: National Scientific Balloon Facility (NSBF)
Globo: Globo de Larga Duracion Raven 29X – 1.000.000 m3 – SF3-29.47-.8/.8/.8-NA
Nº de serie del globo: W29.47-2X-59
Nº de vuelo: 516N
Campaña: Sin Datos
Peso carga útil: 3650 lbs
Peso Total: 4753 lbs
El globo fue lanzado desde Williams Field, por método dinámico con asistencia de un vehiculo lanzador el 6 de enero de 2003.

A pesar de que hubo un incremento repentino de la velocidad de los vientos justo antes de liberar el balón, ni este ni la carga científica sufrieron daños durante el despegue.

Luego de una fase inicial de ascenso, el globo alcanzó la altura de flotación de 130.000 pies comenzando un derrotero en sentido antihorario, alrededor del continente antártico. El recorrido efectuado puede apreciarse en detalle haciendo click en la imagen de la izquierda.

Si bien los primeros días el vuelo se desarrollo normalmente, el 11 de enero el globo comenzó a experimentar un descenso de su altitud de vuelo, por causas desconocidas (pudo deberse a que este quedara atrapado en un sistema de aire muy frío, o que se haya producido alguna fuga) de manera que todo el lastre remanente fue eyectado para ganar altitud nuevamente. No obstante, el descenso gradual se volvería a producir por lo cual se decidió terminar el vuelo el día 17 de Enero enviando a las inmediaciones del globo un avión LC-130, pero una intempestiva operación de búsqueda y rescate para tratar de salvar la vida de la tripulación de un helicóptero caído, paralizó toda la actividad de vuelo de la base, impidiéndolo. Asimismo, otras demoras relacionadas con el mal clima hicieron que se decidiera terminar el vuelo vía satélite para evitar que el globo se internara en zonas remotas de la meseta antártica.

El fin del vuelo se concretó pues, en la noche del 21 de enero y al día siguiente la góndola fue localizada. Seis días más tarde un equipo de rescate aterrizó junto a la góndola, extrayendo el contenedor presurizado que contenía los datos científicos obtenidos.

Este fue el segundo vuelo de larga duración que se realizó en la Antártida con BOOMERANG. Importantes datos científicos fueron obtenidos de él.

Difícil rescate en la Antártica

(Publicado en Revista Creces, Marzo 2004)

Se trata de un rescate en una remota montaña ubicada cerca del polo sur, donde los vientos soplan fuerte y las temperaturas son muy bajas, sólo comparables a las del planeta Marte. Sin embargo, ello fue posible para una peligrosa misión de rescate, que se llevó a cabo un año después.

Se trataba de un valioso telescopio, denominado “Boomerang”, que fue construido para volar sobre la Antártica, colgado de un globo gigante, cuyo objetivo era medir las microondas cósmicas que llenan el espacio. Ellas representan a los ecos del Bíg Bang, que aún se detectan en el espacio, y de las cuales los cosmólogos estiman que pueden lograr valiosas informaciones acerca de la estructura del espacio-tiempo. Pero desgraciadamente el vuelo no terminó bien.

En Enero del 2003 el telescopio se elevó adherido al gran globo “Boomerang”, pero no regresó. Fue perdiendo altura, y sacado de su curso, fue a caer sobre la nieve, en una montaña de 3.000 metros de altura.

Podía ser asequible por avión, pero era muy riesgoso. Incluso en el verano, la temperatura a esa altitud alcanza a los -50ºC. Con esa temperatura, si el motor del avión se detenía, no iba a poder partir de nuevo. Es así como unos pocos días después, pudo llegar al lugar, un equipo de rescate por tierra, recuperando la información gravada en las cintas, y pensaron que el telescopio iba a tener que quedar allí para siempre. Pero en Enero del 2004, un nuevo equipo volvió al lugar y pudo rescatar el telescopio por piezas y traerlo de nuevo a su hogar. Los expertos piensan que en los próximos meses estará otra vez volando, para volver a detectar las microondas cósmicas que tantos secretos pueden revelar.

Organización: ESA / NASA / Roscosmos

Fecha de lanzamiento: 17 de octubre de 2002

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 4000 Kg

Equipo: SPI (Spectrometer on Integral)

IBIS (Imager on Board the Integral Satellite)

JEM-X (Joint European X-ray Monitor)

OMC (Optical Monitoring Camera)

Tipo de órbita: Elíptica

Período orbital: 72 horas

Periastro: 9.000 Km

INTEGRAL (de International Gamma Ray Astrophysics Laboratory) es un observatorio orbital de rayos gamma, la radiación electromagnética más energética. Se destaca por ser el primer observatorio que puede captar simultáneamente un objeto en rayos gamma, rayos x y visible, lo que ayuda a detectar las fuentes de rayos gamma. La misión INTEGRAL ha sido desarrollada por la ESA en colaboración con la NASA y la Agencia Espacial Federal Rusa.

Este observatorio espacial fue lanzado usando un cohete Protón ruso, desde el cosmódromo de Baikonur el 17 de octubre de 2002. Tiene una órbita excéntrica que lo lleva a dar una vuelta a la Tierra aproximadamente cada 72 horas.

Los principales objetivos científicos de la misión INTEGRAL son:

• La observación de las poderosas explosiones de rayos gamma, que se cree son debidas al colapso de objetos compactos como estrellas de neutrones o agujeros negros, o bien por la existencia de hipernovas.
• Estudiar estas hipernovas, para determinar la composición química del interior de las estrellas y ayudar a esclarecer el proceso de nucleosíntesis estelar.
• Estudiar las estrellas de neutrones formadas tras las hipernovas, uno de los objetos más densos del universo.
• Estudiar los agujeros negros gigantes que se cree se encuentran en el centro de las galaxias.

Para ello, cuenta con los siguientes instrumentos:

• SPI (Spectrometer on Integral)
• IBIS (Imager on Board the Integral Satellite)
• JEM-X (Joint European X-ray Monitor)
• OMC (Optical Monitoring Camera)

Parte de la nave lleva el mismo diseño que el observatorio de rayos X XMM-Newton, lo que ha permitido abaratar costes. INTEGRAL es el observatorio de rayos gamma más avanzado y preciso del momento, así como el mayor peso puesto en órbita por la ESA, unas cuatro toneladas.

El Integral (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory), el observatorio de rayos gamma, fabricado por contrato de la ESA, explora el espectro de estos rayos en el Universo para averiguar qué procesos tuvieron lugar en las fases tempranas de gestación del Cosmos, cómo se formaron los elementos químicos y de dónde proceden las increíblemente cortas emisiones de rayos gamma.

Además, el Integral investiga estallidos de alta energía y verifica la existencia de agujeros negros como complemento de las mediciones del XMM, el telescopio de rayos X. El satélite está integrado por dos componentes principales: el módulo de servicio y el módulo de carga útil con cuatro instrumentos científicos. Airbus Defence and Space suministra el sistema anticoincidencia (ACS), que protege el espectrómetro de interferencias producidas por protones de alta energía.

INTEGRAL: 4 años observando el Universo en rayos gamma

Publicado por Administrador CBE el 27 octubre, 2006

Miguel Mas-Hesse
CSIC-CAB

El pasado 17 de octubre se cumplieron 4 años del lanzamiento del observatorio espacial INTEGRAL (International Gamma Ray Astrophysical Observatory). INTEGRAL está equipado con dos potentes telescopios de rayos gamma: SPI, optimizado para obtener espectros de alta resolución, e IBIS, diseñado para conseguir imágenes en rayos gamma con una calidad sin precedentes. Dos monitores complementan la misión: un monitor de rayos X duros (JEM-X) y una cámara óptica (OMC). Este conjunto de instrumentos, que están co-alineados y funcionan de manera simultánea, confieren a INTEGRAL una enorme potencia observacional. Más detalles de la misión pueden encontrarse en la página del INTEGRAL Science Operations Centre

Nuestro grupo es responsable de la cámara óptica OMC. Este instrumento fue diseñado en España, por científicos e ingenieros del LAEFF y del INTA, coordinados en un primer momento por Álvaro Giménez, y posteriormente y hasta la actualidad por mí. Gracias a OMC es posible obtener por primera vez las curvas de luz en el óptico al mismo tiempo que se observa la emisión de altas energías. El interés de esta simultaneidad radica en el alto grado de variabilidad que muestran los objetos emisores de rayos gamma: pueden variar su luminosidad en un factor 10 en cuestión de horas. El estudio de la correlación entre las variaciones observadas en el óptico, en rayos X y en rayos gamma es una potente herramienta para descifrar la estructura de estos objetos y sus propiedades físicas. Más información y datos de OMC pueden obtenerse en la página de INTEGRAL en el LAEFF.

¿Qué hemos aprendido con INTEGRAL en estos 4 años? Sobre todo, ahora conocemos mucho mejor la distribución y las propiedades de los objetos emisores de altas energías. La mayoría de ellos son agujeros negros, por lo general miembros de un sistema binario. La materia que la estrella compañera expulsa, ya sea por medio de vientos estelares, o través del punto de Lagrange cuando llena su lóbulo de Roche en las últimas fases de su vida, es acretada en espiral hacia la superficie del agujero negro. El potentísimo campo gravitatorio en las inmediaciones de un agujero negro, así como las destructoras fuerzas de marea, hacen que el material se caliente a temperaturas de varios millones de grados, emitiendo principalmente en rayos X y gamma. El proceso de acreción no es continuo, ya que la materia es absorbida en forma de pequeñas nubes o grumos. La caída de una de estas nubes de gas hasta las regiones más internas genera estallidos muy luminosos y de corta duración, que conocemos con el nombre inglés de “outbursts”. INTEGRAL ha estudiado la emisión de numerosos de estos agujeros negros en sistemas binarios, y ha detectado varios de estos “outbursts”. Su resolución espectral le ha permitido identificar cómo varían las propiedades de la misión antes, durante y después de estos estallidos.

Además del estudio de fuentes compactas, INTEGRAL ha realizado numerosas observaciones del gas difuso. El resultado más sorprendente ha sido sin duda la identificación en el centro de nuestra Galaxia de la emisión de 511 keV que se produce cuando un electrón y un positrón se encuentran y aniquilan. INTEGRAL ha podido obtener un detallado mapa de la región esferoidal en el centro de nuestra Galaxia donde se produce este fenómeno. El análisis de las propiedades de esta emisión ha mostrado que en esa región se producen grandes cantidades de antimateria, de forma continua, y con unas características que no somos aún capaces de explicar. Esperamos lograrlo dentro de unos años, cuando las observaciones sean más precisas gracias al aumento de tiempo de integración (hay que destacar que los astrofísicos de rayos gamma detectan éstos uno a uno, y que es necesario mucho tiempo de integración para tener una estadística suficientemente amplia).

El pasado mes de enero se realizaron las observaciones más sorprendentes con INTEGRAL: El observatorio se apuntó hacia el fondo cósmico, y se esperó a que la Tierra pasara por el campo de visión para estudiar la sombra que producía. De esta manera, utilizando la Tierra como una gigantesca pantalla, fue posible medir la intensidad y propiedades espectrales de la radiación cósmica de fondo entre 20 y 100 keV. Se piensa que esta radiación está originada en miriadas de galaxias activas, alimentadas cada una de ellas por enormes agujeros negros centrales, formados en las primeras etapas de evolución de las galaxias. Estas galaxias están tan lejanas que no podemos resolverlas aún con telescopios de rayos gamma, ni siquiera con INTEGRAL.

Esperamos que INTEGRAL continúe funcionando durante muchos años y que nos permita conocer a fondo el fascinante Universo de las Altas Energías.

El telescopio Integral vigilando el centro galáctico

22 enero 2007

El observatorio de rayos gamma de la ESA, Integral, ha observado el centro de nuestra galaxia en un momento de rara calma. Curiosamente, durante esta observación de Integral algunas de las fuentes más energéticas en torno al agujero negro que ocupa el centro de nuestra galaxia estaban temporalmente ‘en silencio’.

Se trata de un acontecimiento poco usual que está permitiendo a los astrónomos ir en busca de objetos aún más débiles. Puede que incluso les permita llegar a atisbar la materia mientras desaparece en el agujero negro masivo en el centro de nuestra galaxia.

El centro galáctico es una de las regiones más dinámicas de nuestra galaxia. Se cree que está ‘habitado’ por un agujero negro gigante, llamado Sagitario A*. Desde el principio de la misión Integral, este observatorio de rayos gamma de la ESA ha hecho posible que los astrónomos no pierdan de vista el centro galáctico y sus constantes cambios.

Integral ha descubierto muchas nuevas fuentes de radiación de alta energía en las inmediaciones del centro galáctico. Desde Febrero de 2005 Integral empezó a vigilar de forma constante el centro de la galaxia y su entorno inmediato, el llamado ‘bulbo’ galáctico.

Erik Kuulkers, del Centro de Operaciones Científicas de Integral, en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC) de la ESA, en Madrid, dirige el programa de segumiento del centro galáctico. Ahora Integral ha puesto sus ‘ojos’ de última tecnología en unas 80 fuentes de alta energía en el bulbo galáctico. “La mayoría de estas fuentes son estrellas binarias de rayos X [que emiten intensamente en rayos X], dice Kuulkers.

Los sistemas binarios de rayos x están integrados por dos estrellas en órbita una en torno a la otra. Una de las dos es relativamente normal; la otra es una estrella colapsada, como una enana blanca, una estrella de neutrones o incluso un agujero negro. Si las estrellas están lo bastante próximas entre sí, el tirón gravitatorio de la estrella colapsada puede extraer material gaseoso de la estrella normal. A medida que este gas se aproxima a la estrella colapsada, orbitándola, también se calienta a más de un millón de grados centígrados, y eso hace que emita en rayos x y gamma. La cantidad de gas que cae de una estrella a otra determina el brillo de la emisión en rayos X y gamma.

Integral, artist’s impression

17 octubre 2012

El observatorio espacial Integral de la ESA cumple diez años en órbita hoy, 17 de octubre. Para celebrarlo, os presentamos esta galería que recopila las representaciones artísticas de los principales descubrimientos de esta misión europea.

Integral, acrónimo inglés de ‘Laboratorio Internacional de Astrofísica de Rayos Gamma’, transporta dos telescopios de rayos gamma, un monitor de rayos X y una cámara óptica. Los cuatro instrumentos apuntan simultáneamente a la misma región del firmamento para realizar observaciones complementarias de fuentes de alta energía.

Integral estudia con frecuencia las explosiones de rayos gamma, el canto del cisne de las estrellas masivas que han consumido todo su combustible y explotan dando lugar a una dramática supernova que salpica a nuestro Sistema Solar de radiación de alta energía.

Este satélite también ha descubierto fenómenos mucho más sutiles, como las binarias de rayos X. Estos sistemas están formados por una estrella de neutrones – el núcleo apagado de una estrella que explotó como una supernova – que se alimenta de materia que arranca de la estrella que la acompaña.

La Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) es una sonda de la NASA cuya misión es estudiar el cielo y medir las diferencias de temperatura que se observan en la radiación de fondo de microondas, un remanente del Big Bang. Fue lanzada por un cohete Delta II el 30 de junio de 2001 desde Cabo Cañaveral, Florida, Estados Unidos.

El objetivo de la misión WMAP es comprobar las teorías sobre el origen y evolución del universo. Es la sucesora del COBE y entra dentro del programa de exploradores de clase media de la NASA.

WMAP fue nombrada así en honor a David Todd Wilkinson, miembro del equipo científico de la misión y pionero en el estudio de la radiación de fondo. Los objetivos científicos de la misión son que la temperatura del fondo cósmico de microondas debe ser medida con una altísima resolución y sensibilidad. Debido a esto, la prioridad en el diseño fue la de evitar errores sistémicos en la toma de datos.

La sonda WMAP usa radiómetros diferenciales de microondas que miden las diferencias de temperatura entre dos puntos cualesquiera del cielo. WMAP se encuentra en órbita en torno al punto Lagrangiano L2, situado a unos 1.5 millones de kilómetros de la tierra.

Nombres                           MAPA
Explorador 80

Tipo de misión                 CMBR astronomía

Operador                         NASA

ID COSPAR                    2001-027A

SatCat №                         26859

Sitio web                           mapa .gsfc .nasa .gov

Duración de la misión     9 años, 1 mes, 19 días

Fabricante                        NASA / NRAO

Masa de lanzamiento      835 kg (1,841 lb) ^[1]

Masa seca                         763 kg (1.682 lb)

Dimensiones                     3,6 mx 5,1 m (12 pies x 17 pies)

Poder                                419 W

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento     19:46:46 30 de junio de 2001 ^[2]

Cohete                              Delta II 7425-10

Sitio de lanzamiento        Cabo Cañaveral SLC-17

Fin de la misión

Disposición                       Pasivado

Desactivado                      28 de de octubre de del 2010

Parámetros orbitales

Sistema de referencia      L ₂ puntos

Régimen                           lissajous

Telescopio principal

Tipo                                  gregoriano

Diámetro                          1,4 m x 1,6 m (4,6 pies x 5,2 pies)

Las longitudes de onda   23 GHz a 94 GHz

 Instrumentos

K-banda (23 GHz)           52.8- minutos de arco de haz

La banda Ka (33 GHz)     haz de 39,6 minutos de arco

Q-banda (41 GHz)            30.6 minutos de arco-haz

V-banda (61 GHz)            haz de 21 minutos de arco

W-banda (94 GHz)           haz de 13.2 minutos de arco

Diagrama del WMAP.

Este punto de observación (situado en la línea que une al sol con la tierra) proporciona a la sonda un ambiente excepcionalmente estable, ya que puede apuntar en cualquier dirección al espacio profundo, sin verse afectada por la presencia de la estrella madre. Además, desde el punto L2 observa el cielo entero cada seis meses. Para evitar las interferencias provenientes de nuestra propia galaxia, WMAP usa cinco bandas de frecuencia separadas, desde los 22 GHz a los 90 GHz.

El 11 de febrero de 2003, el grupo de relaciones públicas de la NASA convocó una rueda de prensa para comunicar la edad y composición del universo sobre la base de datos de la sonda WMAP. En dicha rueda de prensa se desveló la imagen más intrincada del universo primigenio tomada hasta hoy, en espera de los resultados del Planck. Según la NASA, esta imagen “contiene tal nivel de detalle que se puede considerar uno de los resultados científicos más importantes de los últimos años”. Hay que tener en cuenta que si bien esta imagen no es la de mayor resolución tomada sobre el fondo cósmico de microondas, es la mejor imagen que tenemos de la radiación de fondo de todo el cielo.

Los datos de tres años del WMAP fueron publicados al mediodía del 17 de marzo de 2006. Estos datos incluyen las medidas de la temperatura y de la polarización de los CMB, que proporcionan una confirmación más fuerte del modelo estándar Lambda-CDM.

Descubrimientos realizados con el WMAP

Imagen del WMAP del fondo cósmico de microondas.

Línea de tiempo de la gran explosión.

WMAP está obteniendo medidas de muchos parámetros cosmológicos con una precisión mucho mayor que la que teníamos hasta ahora. De acuerdo con los modelos actuales del universo, los datos del WMAP muestran que:

• La edad del universo es de 13.700 ± 200 millones de años.
• El universo está compuesto de un 4% de materia ordinaria, 23% de materia oscura y de un 73% de la misteriosa energía oscura.
• Los modelos cosmológicos inflacionarios se verifican con las observaciones, aunque hay una anomalía inexplicada a grandes escalas angulares.
• La Constante de Hubble es 71 ± 4 km/s/Mpc
• Los datos del WMAP confirman, con sólo un 0,5% de margen de error, que la forma del universo es plana.¹
• Los panoramas cosmológicos de la inflación cósmica están en un acuerdo mejor con los datos de tres años, aunque todavía hay una anomalía inexplicada en la medida angular más grande del momento cuadrupolo.

Fecha de lanzamiento: 30 de junio de 2001

Misión Proyecto Home Page

Programa (s): Astrofísica exploradores, exploradores

La misión WMAP se dirigió a las preguntas fundamentales de la cosmología: ¿Cuál es la geometría del Universo? ¿Cómo estructuras, tales como galaxias y cúmulos de galaxias, que vemos en el cielo de hoy se producen? ¿Qué edad tiene el Universo, y cuáles son sus componentes?

El detallada, todo el cielo la imagen de la infancia del universo creado a partir de siete años de datos de WMAP. La imagen revela las fluctuaciones de temperatura 13.7 millones de años de (que se muestran como las diferencias de color) que se corresponden con las semillas que crecieron para convertirse en las galaxias.

Crédito: NASA / WMAP Science Team

Las respuestas a estas preguntas se encuentran en el fondo cósmico de microondas (CMB), la radiación de fondo remanente sobrante de la Gran Explosión, que es notablemente uniforme en todo el cielo, a una temperatura efectiva de 2,7 grados Kelvin. El CMB, sin problemas, ya que es, sin embargo, contiene pequeñas fluctuaciones en la temperatura, en el nivel de una parte en 100.000. A partir de estas fluctuaciones crecieron las estructuras en el Universo que vemos hoy en día, y con una cuidadosa medición de las propiedades de estas fluctuaciones, se puede aprender mucho sobre la historia y el contenido del Universo.

WMAP usa radiómetros de microondas diferencial que midieron las diferencias de temperatura entre dos puntos en el cielo. WMAP observa el cielo desde una órbita alrededor del punto L2 Sol-Tierra Lagrange, 1,5 millones de kilómetros de la Tierra. Este punto de vista ofrece un entorno excepcionalmente estable para la observación desde el observatorio siempre puede apuntar lejos del Sol, la Tierra y la Luna, manteniendo una vista despejada hacia el espacio profundo. WMAP escanea el cielo de una manera tal como para cubrir ~ 30% del cielo cada día y como el punto L2 sigue a la Tierra alrededor del Sol WMAP observa el cielo lleno cada seis meses. Para facilitar el rechazo de las señales de primer plano de nuestra propia galaxia, WMAP usa cinco bandas de frecuencia separadas 22-90 GHz.

Ilustración de los receptores de WMAP

La Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) fue renombrada en honor al fallecido Dr. David Wilkinson, de la Universidad de Princeton, un miembro del equipo científico y pionero en el estudio de la radiación cósmica de fondo.

WMAP fue dado de baja en octubre de 2010, después de 9 años de vuelo. Durante estos 9 años, WMAP ayudado a cambiar la forma en que vemos nuestro Universo.

• WMAP descubrió que hoy nuestro universo se compone de un 72% la energía oscura, 23% de materia oscura y sólo el 4,6% de átomos.
• WMAP encontró la edad del Universo es de 13,75 ± 0,13 mil millones de años. Conocido dentro del 1%.
• WMAP descubrió que el Universo era muy diferente cuando se fue de 380.000 años de antigüedad. En ese momento estaba dominado por la materia oscura (63%), los fotones (15%), Átomos (12%), y los neutrinos (10%). La energía oscura no existía en cantidades medibles en ese momento.
• WMAP encontró que la primera generación de estrellas para luz en el Universo encendió a 200 millones de años después del Big Bang.
• WMAP encontró nueva evidencia de que un mar de neutrinos cósmicos impregna el Universo.
• WMAP encontró evidencia clara de las primeras estrellas tardaron más de quinientos millones de años para crear una niebla cósmica.
• WMAP tensó nuevas restricciones sobre la explosión de expansión en la primera billonésima de Universo de un segundo (llamado inflación).
• WMAP proporcionó la primera detección directa de helio pre-estelar, proporcionando una prueba importante de la predicción del Big Bang.
• WMAP ayudó a restringir la geometría del Universo. Nuevos datos indican que debe ser plana para mejor que 1%. El modelo más simple, un universo plano con una constante cosmológica, ajusta los datos muy bien. v
• los datos de WMAP coloca restricciones en el número de especies de neutrinos parecido a entre 3 y 5, con 4 como el número más probable. El modelo estándar de la física de partículas tiene 3 especies de neutrinos.

Como WMAP ha mejorado mucho conocimiento acerca de la CMB allá de lo que aprendió la misión COBE, la reciente misión Planck de la ESA-llevado ha mejorado el legado dejado por la misión WMAP. La misión Planck mide el CMB con una mayor precisión y resolución angular en comparación con WMAP. Un objetivo clave de la misión Planck fue medir la polarización del CMB debido a la radiación gravitatoria del período de la inflación en el universo primordial.

El Premio Gruber de Cosmología 2012 fue otorgado a Charles L. Bennet y el equipo de la sonda Wilkinson Microwave anisotropía (WMAP) por sus exquisitos ‘mediciones de las anisotropías en la radiación fósil del Big Bang, — el fondo cósmico de microondas. Estas medidas han ayudado a obtener restricciones rigurosas sobre el origen, el contenido, la edad y la geometría del Universo, la transformación de nuestro paradigma actual de la formación de la estructura de apelar escenario en la ciencia exacta”.

Mediciones y descubrimientos

Un año de publicación de los datos

El 11 de febrero de 2003, la NASA publicó valor de los datos de WMAP del Primer año. Se presentaron las últimas edad calculada y composición del universo temprano. Además, se presentó una imagen del universo primitivo, que “contiene detalles tan impresionantes, que puede ser uno de los resultados científicos más importantes de los últimos años”. Los datos recientemente publicados superan las mediciones anteriores CMB. ^[5]

Con base en el modelo Lambda-CDM, el equipo de WMAP produjo parámetros cosmológicos de resultados del primer año del WMAP. Tres conjuntos se dan a continuación; el primer y segundo conjuntos son datos de WMAP; la diferencia es la adición de índices espectrales, las predicciones de algunos modelos de inflación. El tercer conjunto de datos combina las limitaciones de WMAP con los de otros experimentos de CMB ( ACBAR y CBI ), y las limitaciones de los Redshift Survey 2dF Galaxy y forestales Lyman alfa mediciones. Observe que hay degeneraciones entre los parámetros, la más significativa es entre y ; los errores son dados en la confianza de 68%. ^[21]

Cinco años de publicación de los datos

Los datos de WMAP a cinco años fueron puestos en libertad el 28 de febrero de 2008. Los datos incluyen nuevas pruebas para el fondo cósmico de neutrinos, evidencia de que tomó más de la mitad de mil millones de años para que las primeras estrellas de reionizar el universo, y las nuevas restricciones sobre la inflación cósmica. ^[24]

Contenido de materia / energía en el universo actual y en el momento de la disociación de fotones en el recombinación época 380.000 años después del Big Bang.

La mejora en los resultados se dieron a ambos con un extra de 2 años de mediciones (el conjunto de datos se ejecuta entre la medianoche el 10 de agosto de 2001 hasta la medianoche del 9 de agosto, 2006), así como el uso de técnicas de procesamiento de datos mejoradas y una mejor caracterización de la instrumento, en particular de las formas de haz. También hacen uso de los 33 GHz observaciones para la estimación de parámetros cosmológicos; previamente se habían utilizado sólo los canales 41 GHz y 61 GHz. Por último, la mejora de las máscaras se utilizan para eliminar los primeros planos. ^[8]

Las mejoras en los espectros estaban en el pico acústico tercero, y los espectros de polarización. ^[8]

Las mediciones ponen restricciones sobre el contenido del universo en el momento que el CMB se emitió; en el momento del 10% del universo se compone de neutrinos, el 12% de los átomos, el 15% de los fotones y un 63% de materia oscura. La contribución de la energía oscura en el momento era insignificante. ^[24] También se limitó el contenido del universo actual; 4,6% átomos, 23% de materia oscura y la energía oscura 72%. ^[8]

Los datos de WMAP de cinco años se combinó con las mediciones de supernovas de tipo Ia (SNE) y oscilaciones acústicas Baryon (BAO). ^[8]

La forma elíptica de la skymap WMAP es el resultado de una proyección Mollweide. ^[25]

Se siguieron publicando datos de su vida efectiva, en años posteriores.

Seguimiento de las misiones y las mediciones futuras

trayectoria y la órbita de la WMAP.

La línea de tiempo original para WMAP se dio dos años de observaciones; éstos fueron completados por las extensiones de septiembre de 2003. Misión se les concedió en 2002, 2004, 2006, y 2008 dando la nave espacial con un total de 9 años de observación, que terminó de agosto de 2010 ^[18] y en octubre de 2010, la nave espacial fue trasladado a un “cementerio heliocéntrica “orbitar ^[12] fuera L2, en la que gira alrededor del sol 14 veces cada 15 años.^{[cita requerida]}

La nave espacial Planck, lanzado el 14 de mayo de 2009, también mide el CMB y tiene como objetivo perfeccionar las mediciones realizadas por el WMAP, tanto en intensidad total y la polarización. Varios instrumentos terrestres y globos también han hecho contribuciones CMB, y otros están siendo construidos para hacerlo. Muchos están dirigidos a la búsqueda de la polarización en modo B se espera de los modelos más simples de la inflación, incluyendo Ebex, Araña, BICEP2, Keck, TRANQUILA, CLASE, SPTpol y otros.

El 21 de marzo de 2013, el equipo de investigación dirigido por el Europeo tras la sonda Planck cosmología liberado de todo el cielo de la misión mapa de la radiación cósmica de fondo. ^{[31] [32]} El mapa sugiere que el universo es un poco mayor de lo pensado. Según el mapa, sutiles fluctuaciones en la temperatura se estamparán en el cielo profundo cuando el cosmos tenía cerca de 370.000 años. La huella refleja ondas que surgieron tan pronto, en la existencia del universo, como el primer nonillionth (10 ^-30) de un segundo. Al parecer, estas ondulaciones dieron lugar a la presente vasta red cósmica de los cúmulos de galaxias y la materia oscura . Sobre la base de los datos de 2013, el universo contiene 4,9% materia ordinaria , el 26,8% de materia oscura y el 68,3% de la energía oscura. El 5 de febrero de 2015, nuevos datos fue lanzado por la misión Planck, según la cual la edad del universo es de 13.799 ± 0,021 billón años y la constante de Hubble se midió en 67,74 ± 0,46 (km / s) / Mpc. ^[33]

WMAP lanzamientos desde el Centro Espacial Kennedy , 30 de Junio, de 2001.

Globos para los Rayos Cósmicos

Los astrónomos han pensado por mucho tiempo que las supernovas son la fuente de los rayos cósmicos. Sin embargo, existe una inquietante discrepancia entre la teoría y las mediciones. El lanzamiento de un globo sonda, que ya se encuentra flotando sobre la Antártica, podría ayudarnos a resolver este misterio.

Enero 12, 2001 — Estire su mano y sosténgala durante unos 10 segundos. Una docena de electrones y muones acaban de atravesar su palma sin que usted lo haya sentido. Estas fantasmales partículas son llamadas por los científicos “rayos cósmicos secundarios” — sobrantes subatómicos de las colisiones entre moléculas localizadas a gran altura en la atmósfera terrestre y rayos cósmicos de alta energía provenientes del espacio exterior.

Los rayos cósmicos son núcleos atómicos y electrones que viajan a través de la galaxia a una velocidad cercana a la de la luz. La Vía Láctea está llena de rayos cósmicos. Afortunadamente, la magnetósfera y la atmósfera de nuestro planeta nos protegen de la mayoría de los rayos cósmicos. Aún así, los más poderosos -que pueden llevar consigo mil millones de veces más energía que las partículas creadas dentro de los aceleradores atómicos en la Tierra- producen grandes tormentas de partículas secundarias en nuestra atmósfera que sí pueden alcanzar la superficie de nuestro planeta. [más datos]

Arriba: Explosiones de supernova, como la que creó la Nebulosa del Cangrejo (fotografía), podrían ser la fuente de los rayos cósmicos galácticos.

¿De dónde provienen los rayos cósmicos? Los científicos han estado tratando de contestar esta pregunta desde 1912, cuando Victor Hess descubrió las misteriosas partículas volando en un globo a gran altitud sobre Europa. Los rayos cósmicos galácticos llueven sobre nuestro planeta desde todas partes. No existe una fuente definida que los astrónomos puedan señalar aunque haya un candidato muy popular.

“La mayoría de los investigadores creen que los rayos cósmicos provienen de las explosiones de supernova”, dice Jim Adams del Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA. Cuando las estrellas masivas explotan lanzan sus propias atmósferas al espacio. Las ondas de choque en expansión pueden romper átomos interestelares y acelerar los sobrantes de estos rompimientos hasta convertirlos en la energía de los rayos cósmicos. Los rayos cósmicos son, más tarde, dispersados por campos magnéticos interestelares — y vagan a traves de la galaxia perdiendo el sentido de su dirección original.

“Se necesita una gran potencia para mantener la población galáctica de rayos cósmicos,” dice Adams. “Los rayos cósmicos que pierden energía o que escapan de los confines de la galaxia tienen que ser reemplazados. Las supernovas pueden hacer este trabajo solamente si una de ellas explota más o menos cada 50 años. Los observadores calculan que una supernova explota en algún lugar de la galaxia de cada 10 a 100 años — apenas suficiente para satisfacer las necesidades energéticas de los rayos cósmicos.

Sin embargo, puede que exista un problema con la teoría de las supernovas, dice Adams.

“Una explosión de supernova genera una burbuja en el medio interestelar que crece hasta que la onda de choque se queda sin energía”, explicó. “Estas burbujas pueden acelerar partículas hasta un cierto punto, alrededor de los 10¹⁴electrón-volts (eV) por cada núcleo atómico, pero no más allá. Por debajo de los 10¹⁴ eV de energía, todas las diferentes especies de rayos cósmicos –protones, núcleos de Helio, etc. — deberían tener el mismo tipo de espectro de energía: una ley de potencias con un índice cercano a -2.7.”

Izquierda: Esta gráfica logarítmica muestra el flujo de rayos cósmicos que bombardea la Tierra como una función de la energía por partícula. Los investigadores creen que los rayos cósmicos con energías menores a los ~3×10¹⁵ eV provienen de las explosiones de supernova. El origen de los rayos cósmicos mucho más energéticos que éstos (arriba de la “rodilla” en el diagrama) sigue siendo un misterio.

Una espectro tipo “ley de potencias” tiene forma de línea recta en un papel logarítmico. En el rango de energías de ~10¹⁰ eV a 10¹⁴ eV, la teoría de la aceleración de los rayos cósmicos en las supernovas predice que el espectro en ley de potencias de los protones tendría la misma pendiente que la ley de potencias de núcleos más pesados (alrededor de -2.7).

El problema surge cuando los científicos comparan el espectro de energía de los protones y los núcleos de Helio, pues no se parecen tanto como deberían. Ambos presentan espectros tipo ley de potencias, sin embargo “los datos que se tienen indican una posible diferencia de 0.1 entre los índices espectrales de los protones y los núcleos de Helio,” dice Eun-Suk Seo, investigadora de los rayos cósmicos de la Universidad de Maryland. “El [la pendiente del] espectro de los protones es cercano a -2.7, pero el espectro de energía del Helio y los núcleos más pesados parecería estar menos inclinado. La diferencia es pequeña y podría no ser estadísticamente significativa”. Si hubiera una discrepancia genuina, añade Seo, podría existir un problema con la teoría de la aceleración de los rayos cósmicos en las supernovas.

Para averiguar si la teoría de las supernovas está de hecho en peligro, un equipo de científicos dirigidos por John Wefel (Universidad Estatal de Louisiana) y Eun-suk Seo, y con ayuda del Centro Nacional de Ciencia con Globos Sonda, lanzaron un globo lleno de Helio desde McMurdo, Antártica, el 28 de diciembre del 2000. La carga útil, que se encuentra ahora a 120,000 pies por encima de la superficie terrestre, incluye un espectrómetro de rayos cósmicos construido con fondos de la NASA, conocido por sus creadores como el Calorímetro Delgado para Ionización de Diseño Avanzado o “ATIC”, por sus siglas en inglés.

“ATIC es sensible a los rayos cósmicos con energías entre los ~10¹⁰eV y los 10¹⁴eV”, dice Wefel. Al cubrir tal rango de energías con un solo espectrómetro, el equipo espera poder medir el espectro de los rayos cósmicos protónicos y de Helio con una precisión alcanzada hasta ahora.

Right: La carga útil del ATIC cuelga de un vehículo de lanzamiento mientras el globo es llenado al fondo por personal del Centro Nacional de Ciencia con Globos Sonda. El experimento ATIC despegó hacia su vuelo circumpolar para medir rayos cósmicos galácticos este 28 de diciembre, 2000.

“Los rayos cósmicos de alta energía son raros”, continuó. “Por ejemplo, cada día el ATIC recolecta no más de ~10 rayos cósmicos con energías que excedan los 10¹³ eV. Por eso debemos volar el globo durante tanto tiempo, para juntar suficientes partículas y para obtener un resultado estadísticamente significativo”. Cuando el ATIC aterrice, el 12 o 13 de enero, el espectrómetro habrá estado en la estratósfera contando rayos cósmicos por casi dos semanas enteras.

La principal razón por la que los investigadores escogieron volar el globo sonda sobre la Antártica es el tiempo de vuelo. “Estaríamos felices de volar esta carga útil sobre Norteamérica” dice Adams. “El problema es que necesitamos tener al espectrómetro a bordo durante mucho tiempo. La Antártica tiene dos grandes ventajas: es territorio internacional, por lo que no tenemos que solicitar tantos permisos de sobrevuelo y, el Vórtex Antártico (un sistema de clima circulante alrededor del Polo Sur) mantiene el globo confinado al espacio aéreo sobre el continente”.

“Si existe una diferencia entre los espectros protónicos y de Helio — algo de lo cual no estamos seguros — no será necesario desechar el modelo de las supernovas”, continuó Wefel. “Sin embargo, una discrepancia sí causaría problemas”.  Los teóricos tendrían que considerar el avance de los frentes de choque de las explosiones de supernova con mayor detalle. “Cada explosión de supernova es una obra de arte en sí misma”, dice Adams. “Nosotros usamos modelos matemáticos en los que se asume que las explosiones son esféricas, pero no lo son. Dentro de la propia onda en expansión, se pueden ver irregularidades. Hay nudos brillantes, por ejemplo, en aquellos lugares donde las ondas de choque se encuentran con una nube de material interestelar. En grupos apelmazados de estrellas masivas (‘asociaciones OB’) donde las supernovas pueden ocurrir en rápida sucesión, las ondas de expansión colisionan unas con otras” ¡se puede volver un poco confuso! Modelar tales detalles podría afectar cualquier reconciliación entre la teoría y los datos.

Arriba: La carga útil del globo ATIC, Calorímetro Delgado para Ionización de diseño Avanzado.

¿Y si el modelo de las supernovas no puede ser rescatado? “Hay otras posibilidades,” dice Wefel, “Pero no hay muchas que sean buenas. Vamos a tener que buscar con mucho cuidado para encontrar algo que cumpla con los requerimientos de los rayos cósmicos y que no sean las supernovas.”

El grupo de análisis dirigido por Eun-Suk Seo está ansioso para lanzarse sobre los archivos de datos del ATIC después de que aterrice. Los nuevos conteos de partículas, que los investigadores esperan sean los más precisos hasta la fecha en el rango de energías del ATIC, podrían ayudar a resolver el misterio de los rayos cósmicos, que data de hace varias décadas.

Visite la página principal del ATIC para un reporte de situacion actual sobre el vuelo del globo sonda. Entre los Participantes del proyecto ATIC se incluyen a la Universidad Estatal de Louisiana, la Universidad de Maryland, NASA, el Laboratorio de Investigaciones Navales, La Universidad Sureña (Baton Rouge), La Fundación Nacional para la Ciencia, y colaboradores de Alemania, Corea y Rusia.

Odin (observatorio espacial)

Organización: Swedish Space Corporation

Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de 2001

Aplicación: Astrofísica y aeronomía

Masa: 250 Kg

Dimensiones: 2 x 3,8 m desplegado

Equipo: Radiómetro criogénico; Espectrómetro óptico

Tipo de órbita: Circular

Inclinación: 97,83 Grados

Periastro: 622 Km

Odin es un observatorio espacial sueco estabilizado en los tres ejes, construido por la Swedish Space Corporation y dedicado tanto a la observación astrofísica como al estudio de la atmósfera terrestre. Para ello utiliza un telescopio de tipo gregoriano de 1,1 metros de diámetro (fabricado por Saab) que alimenta dos instrumentos: un radiómetro y un espectrómetro óptico. El radiómetro se utiliza para observar en la banda milimétrica, a tres bandas de frecuencia: 118,25-119,25, 486,1-503,9 y 541,0-580,4 GHz, con una resolución en las observaciones de entre 0,1 y 1 MHz. El espectrómetro cubre tres bandas visibles e infrarrojas entre los 280 y los 800 nm y una banda infrarroja a 1270 nm.

Se diseñó para observar algunos gases de interés astrofísico presentes en nubes moleculares, como ioduro de carbono, vapor de agua, sulfuro de hidrógeno y amoníaco, entre otros. Puede realizar observaciones de hasta 60 minutos seguidos de objetos concretos. Para la observación atmosférica se dedica a observar monóxido de cloro, óxido nitroso, dióxido de nitrógeno, peróxido de hidrógeno, ácido nítrico y otros, estudiando entre otros campos el mecanismo de destrucción de la capa de ozono. Odin estudia la atmósfera observando el limbo terrestre, explorándola en un rango de alturas de entre 15 y 120 km y haciendo unas 40 exploraciones por órbita.

Odin fue lanzado el 20 de febrero de 2001 desde Svobodniy, mediante un cohete Start-1 ruso. Fue diseñado para una vida útil de dos años, pero su vida operativa continúa. Es el quinto satélite sueco dedicado a la investigación científica.

Los átomos de oxígeno son comunes en el espacio, especialmente alrededor de estrellas masivas. Sin embargo, el oxígeno molecular, que constituye alrededor del 20 por ciento del aire que respiramos, había eludido las observaciones de los astrónomos hasta ahora.

“El gas de oxígeno fue descubierto en la década de 1770, pero que nos ha llevado más de 230 años para finalmente decir con certeza que esta molécula muy simple existe en el espacio”, dijo Paul Goldsmith, científico del proyecto Herschel de la NASA en el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) en Pasadena, California. Goldsmith es el autor principal de un artículo reciente que describe los hallazgos en Astrophysical Journal.

Los astrónomos buscaron estas moléculas en el espacio durante décadas con globos, así como mediante telescopios terrestres y espaciales. El telescopio sueco Odin pudo finalmente descubrir la molécula de oxígeno en 2007, pero la observación no pudo ser confirmada.

HETE-2

High Energy Transient Explorer

El High Energy Transient Explorer es un pequeño satélite científico diseñado para detectar y localizar las explosiones de rayos gamma. Las coordenadas de los GRB detectados por HETE se distribuyen a los observadores interesados en tierra, en cuestión de segundos de la detección de ráfaga, lo que permite observaciones detalladas de las fases iniciales de los GRB.

El programa de HETE es una colaboración internacional conducido por el Centro de Investigación Espacial en el Instituto de Tecnología de Massachusetts. Nuestras instituciones colaboradoras son el Instituto de Química y Física (RIKEN), el Laboratorio Nacional de Los Alamos (LANL), el Centre d’Etude des Espacial Rayonnements (CERV), la Universidad de Chicago, la Universidad de California, Berkeley, la Universidad de California, Santa Cruz, el Centre Nationale d’Etudes Espaciales (CNES), la Escuela Nacional Superior de l’Aeronáutica y del Espacio (Sup’Aéro), Consiglio Nazionale delle el Ricerche (CNR), el Instituto Nacional de Investigaciones Espaciales (INPE), y el Instituto Tata de Investigación fundamental (TIFR).

El High Energy Transient Explorer (HETE) es un satélite espacial lanzado por la NASA con el objetivo de detectar Explosiones de rayos gamma y notificarlas a estaciones terrestres para que se encarguen de su estudio detallado.

La idea de un satélite capaz de realizar observaciones de explosiones de rayos gamma (en inglés: Gamma Ray Burst, GRB) comenzó a sonar en ciertos círculos en 1981, aunque no sería hasta 1986 cuando se propuso la primera misión realista con este objetivo, haciendo especial hincapié en localizar con precisión las GRB‘s usando las observaciones en varias longitudes de onda. Una vez conocidas las coordenadas las envía a una red de telescopios observatorios terrestres, que se encargan de investigar el evento. En 1989 la NASA aprobó dar fondos para un satélite de bajo coste de búsqueda de GRBs, y en 1992 comenzó la construcción del HETE-1.

Los instrumentos con los que contaría el HETE-1 consistían en:

• Cuatro detectores de rayos gamma suministrado por el CESR de Toulouse, Francia.
• Un detector de rayos X suministrado por el Instituto de Los Álamos y el Instituto de Química y Física de Tokio, Japón
• Cuatro cámaras para el espectro ultravioleta cercano, suministradas por el Instituto Tecnológico de Massachusetts

El satélite HETE-1 fue lanzado el 4 de noviembre de 1996 en un cohete Pegaso, que llegó bien a órbita, pero falló la tercera fase y el HETE-1 nunca se pudo desplegar.

Tras el fallo de HETE-1 la NASA decidió volver a intentarlo, usando gran parte del hardware de dicho satélite. En julio de 1997 se aprobó la financiación para un segundo satélite HETE, que sería lanzado a finales de 1999 o inicios de 2000.

La construcción de HETE-2 se llevó a cabo completamente en el Instituto Tecnológico de Massachusetts.

Los resultados de observaciones de GRBs a principios de 1997 por la sonda BeppoSAX y por telescopios terrestres indicaron que no se debían esperar grandes cantidades de radiaciones ópticas o ultravioletas, y que el flujo de rayos X era bastante mayor del previsto inicialmente, por lo que se decidió que en el HETE-2 volara un segundo detector de rayos X en lugar de las cámaras ultravioletas, dejando las cámaras ópticas sólo como sistema de orientación con las estrellas. Los demás instrumentos serían similares a los de la perdida sonda HETE-1

Finalmente HETE-2 fue lanzado el 9 de octubre de 2000 desde el atolón Kwajalein en las Islas Marshall

Actualmente se encuentra en órbita el Swift, un observatorio similar al HETE-2 pero que automáticamente se reorienta hacia la Explosión de rayos gamma detectada y la estudia en profundidad con sus propios instrumentos, eliminando el paso intermedio de tener que informar a las estaciones terrestres para que dicho fenómeno sea estudiado desde allí. Otra sonda también en órbita y con un instrumental similar al HETE-2 es la sonda europea INTEGRAL.

Organización: NASAID; COSPAR; 2000-061A

SatCat №: 26561

Fecha de lanzamiento

HETE-1: 4 de noviembre de 1996 (fallido)
HETE-2: 9 de octubre de 2000 05:38:00 UTC

Aplicación: Observatorio espacial

Equipo:

Cuatro detectores de rayos gamma
Un detector de rayos X

Cuatro cámaras para el espectro ultravioleta cercano

Fabricante: Instituto de Tecnología de Massachusetts

Masa de lanzamiento: 124 kilogramos (273 lb)

Poder: 4 paneles solares desplegables fijos

Cohete: Pegasus-H

Sitio de lanzamiento: Kwajalein

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: LEÓN

Semieje mayor: 6.932 kilómetros (4.307 millas)

Excentricidad: 0.0018587

Perigeo: 534 kilómetros (332 millas)

Apogeo: 559 kilómetros (347 millas)

Inclinación: 1.9485 °

Período: 95,7 minutos

RAAN: 207.197 grados

Argumento del perigeo: 13.7551 grados

La media de anomalía: 346.2996 grados

La media de movimiento: 85387

9 de mayo de, 2016 a 15:49:27 UTC

El High Energy Transient Explorer (abreviado HETE, también conocida como el Explorador 79) fue un estadounidense por satélite astronómico con participación internacional (principalmente Japón y Francia). El objetivo primordial de HETE era llevar a cabo el primer estudio múltiples longitudes de onda de las explosiones de rayos gamma con UV, rayos X y rayos gamma instrumentos montados en una sola nave, compacto. Una característica única de la misión HETE fue su capacidad para localizar los GRBs con ~ 10 segundo arco exactitud casi en tiempo real a bordo de la nave espacial, y para transmitir estas posiciones directamente a una red de receptores en los observatorios terrestres existentes permitiendo una rápida siguiente, sensible hasta estudios en el de radio, IR, y ópticos bandas. El bus del satélite por primera HETE fue diseñado y construido por AeroAstro, Inc., de Herndon, VA; el satélite de reemplazo, HETE-2, fue construido por el MIT basado en el diseño original de HETE.

Intentos de lanzamiento

La primera HETE se perdió durante el lanzamiento el Nov.4, 1996. El cohete Pegasus consigue un buen órbita, pero los pernos explosivos que liberan HETE de otro satélite (de Argentina SAC-B) y de su sobre DPAF no pudo cargar, acabando con los dos satélites. Una batería en la tercera etapa del cohete y responsable de estos pernos agrietado durante el ascenso.

HETE es lanzada por un cohete en el aire Pegasus como fotografiado desde el bombardero B-52.

Un segundo satélite HETE, HETE-2, fue lanzado el 9 de octubre de 2000 en una misión de seguimiento. Era similar a la primera HETE, pero sustituye la cámara UV con una cámara de rayos X adicional (cámara de rayos X blandos o SXC) capaz de una mayor precisión de localización que el instrumento de rayos X original (monitor de rayos X Ancho-Campo o WXM).

HETE-2 se colocó en un 625 kilómetros altitud de la órbita terrestre con una inclinación de 0-2 grados. ^[1]

Logros

Entre los logros de la misión HETE-2 son:

1. El descubrimiento de GRB 030329, un ampliamente observado, cerca del estallido de rayos gamma, que conecta con firmeza los GRBs con supernovas.
2. El descubrimiento de GRB 050709, que fue el primer GRB / difícil encontrarse con una contraparte óptica, lo que lleva a una firme establecimiento del origen cosmológico de esta subclase de GRB.
3. estallidos oscuros, o GRB que anteriormente no tener contrapartidas ópticas, no son completamente ópticamente oscuro. Algunos de estos GRBs oscuros se desvanecen en el óptico muy rápidamente, otros son más tenue pero detectable con grandes telescopios de clase (metro).
4. El establecimiento de otra subclase de los GRB, los menos energéticos destellos de rayos X (XRF), y su primera contraparte óptica.
5. El primer minuto de arco para enviar posiciones de los GRB a la comunidad de observación dentro de decenas de segundos del inicio de la GRB (y en algunos casos, mientras que la explosión estaba en curso).

Burst resumen de alertas

La página web HETE ^[2] enumera 6 en 2001, 19 en 2002, 25 en 2003, 19 en 2004, 12 en 2005, 3 en 2006 – el último reportó estar en marzo de 2006.

Los resúmenes de activación ^[3] mencionan 2 GRBs en mayo de 2006 y un XRB en Ene de 2007.

Estado más reciente

A partir de marzo de 2007 “La eficacia operativa de la nave y los instrumentos HETE ha disminuido debido a la avanzada edad de las baterías de NiCd a bordo.” ^[4]

HETE-2 lleva a los detectores que eran sensibles a los rayos X y los rayos gamma con energías que van de 1 a 500 keV (1 keV = 1,000 electronvoltios ). Esos detectores podrían determinar la ubicación de un GRB a sólo 10 minutos de arco en menos de dos minutos por lo que los astrónomos en la Tierra podrían realizar observaciones de seguimiento. (Algunos estallidos de rayos gamma que fueron detectados con rayos X podrían tener sus lugares determinados a los 10 segundos de arco.) HETE-2 siempre apuntando en dirección opuesta desde el Sol , lo que significa que cualquier GRBs que detectó eran visibles por la noche por los basados en tierra telescopios . Sus detectores pudieron observar una amplia zona; HETE-2 cubrió aproximadamente el 60 por ciento del cielo cada año.

HETE-2 observó más de 300 estallidos de rayos gamma. Uno de estos objetos, GRB 030329, fue el primero que se GRB duda asociada con una supernova sobre la base de las similitudes entre el espectro de su resplandor óptico y la de Tipo Ic supernovas. HETE también encontró que los GRBs han evolucionado a lo largo de la historia del universo , los primeros estallidos de rayos gamma son mucho más brillantes que las que se produjeron más tarde.

El XMM-Newton (X-ray Multi-mirror Mission – Newton) es un observatorio espacial de rayos X nombrado en honor de Isaac Newton.

Con el nombre preliminar de High Throughput X-ray Spectroscopy Mission fue lanzado por la ESA el 10 de diciembre de 1999 desde Kourou por un Ariane 5. Fue colocado en una órbita muy excéntrica, cuyo apogeo está a unos 114 000 km de la Tierra, mientras que el perigeo se encuentra a solo 7000 km, tardando unas 48 horas en completar una vuelta a la tierra. Al alejarse de la atmósfera terrestre se evita el bloqueo de los rayos X que ésta produce, pudiendo observarse fenómenos de muy altas energías que ocurren en el Universo.

El satélite es el mayor satélite científico construido en Europa hasta el momento, pesa 3800 kg, mide 10 m de largo y unos 16 m de ancho con los paneles solares desplegados. Tiene tres telescopios de rayos X, cada uno con 58 espejos concéntricos, diseñados de manera que se maximiza su área colectora, focalizan los rayos X en las cámaras CCD de los detectores. Esto le hace capaz de detectar fuentes de rayos X extremadamente débiles. Para identificar estas fuentes de rayos X y estudiarlas simultáneamente en otras bandas el XMM-Newton se ha completado con un monitor óptico, un telescopio de 30 cm de diámetro del tipo Ritchey-Chrétien. Este telescopio permite observar los objetos en luz ultravioleta y visible.

La misión fue propuesta en 1984 y aprobada al año siguiente. El primer equipo que trabajó sobre la idea se formó en 1993, empezando con la construcción del observatorio en 1996. El satélite fue probado entre marzo de 1997 y septiembre de 1999. El centro de operaciones científicas del XMM (SOC, Science Operations Centre) se encuentra en ESAC, Madrid, España, mientras que centro de control de la misión (MOC, Mission Operations Centre) está en ESOC, Darmstad, Alemania. En el primero se gestiona la actividad científica (observaciones, calibración, soporte astronómico a los observadores, etc) y en el segundo, las operaciones de la plataforma (dinámica de vuelo, sistemas de generación de energía, control térmico, etc). La información se procesa en la Universidad de Leicester, en Inglaterra y se almacena y archiva en el XMM-Newton SOC en ESAC, Madrid. En un principio, la misión iba a durar dos años, aunque debido a su extraordinario funcionamiento, con más de 2000 artículos publicados en revistas científicas de primera línea Nature, Astronomy and Astrophysics, Science, Astrophysical Journal, MNRAS, etc., la misión se ha extendido hasta el 2012.

Los principales campos de estudio de XMM-Newton son los fenómenos cósmicos que involucran procesos muy energéticos: Explosiones de supernova, estrellas binarias interactivas, núcleos galácticos activos (AGN), cúmulos de galaxias… Otro de estos campos de interés son las estrellas de neutrones. XMM ha sido el primer observatorio en detectar la influencia del campo gravitacional de una estrella de neutrones en la luz que emite. Además, está detectando más fuentes de rayos X que cualquier otro observatorio anterior.

El XMM-Newton observó el cometa 9P/Tempel 1 cuando fue alcanzado por la sonda estadounidense Deep Impact.

El lanzamiento del XMM tuvo lugar el 10 de diciembre de 1999 a las 14:32 GMT desde el Centro Espacial de la Guayana. ^[17] XMM se lofted al espacio a bordo de un Ariane 5 04 cohetes, y se colocó en una órbita altamente elíptica, de 40 grados que tenía un perigeo 838 km (521 millas) y un apogeo de 112.473 kilometros (69.887 millas). ^[1] Cuarenta minutos después de salir de la etapa superior del Ariane, telemetría confirmó a estaciones terrestres que los paneles solares de la nave habían implementado de manera exitosa. Los ingenieros esperaban un período adicional de 22 horas antes de ordenar los sistemas de propulsión a bordo para disparar un total de cinco veces, lo que, entre 10-16 de diciembre de cambiar la órbita de 7365 × 113.774 kilometros (4.576 × 70.696 millas) con una inclinación de 38,9 grados . Esto dio lugar a la nave espacial completa la fabricación de una revolución de la Tierra aproximadamente cada 48 horas. ^{[1] [18]}

Inmediatamente después de su lanzamiento, el XMM comenzó su fase de lanzamiento y órbita temprana de las operaciones. ^[19] El 17 y el 18 de diciembre de 1999, los módulos de rayos X y las puertas del monitor óptico se abrieron, respectivamente. ^[20] la activación del instrumento comenzó el 4 de enero de 2000, ^[1] . y la fase Instrumento Puesta comenzó el 16 de enero ^[21] el monitor óptico (OM) logró por primera vez la luz el 5 de enero, la cámara dos Europeo de fotones de imagen (EPIC) MOS – CCD siguieron el 16 de enero y el EPIC pn – CCD el 22 de enero, y la rejilla de reflexión espectrómetros (RGS) vieron por primera vez la luz el 2 de febrero. ^[21] el 3 de marzo, se inició la fase de calibración y validación del rendimiento, ^[1] y las operaciones científicas rutinarias comenzaron el 1 de junio. ^[21]

Durante una rueda de prensa el 9 de febrero de 2000, la ESA presentó las primeras imágenes tomadas por el XMM y anunció que un nuevo nombre había sido escogido para la nave espacial. Considerando que el programa había sido formalmente conocido como la Misión de Alto Rendimiento de espectroscopia de rayos X, el nuevo nombre reflejaría la naturaleza del programa y el creador del campo de la espectroscopia. Al explicar el nuevo nombre del XMM-Newton, Roger Bonnet, ex Director de Ciencia de la ESA, dijo: “Hemos elegido este nombre porque Sir Isaac Newton fue el hombre que inventó la espectroscopia y XMM es una misión de la espectroscopia.” Señaló que debido a Newton es sinónimo de gravedad y uno de los objetivos del satélite era localizar un gran número de candidatos de agujero negro “, no había mejor opción que XMM-Newton para el nombre de esta misión.” ^[22]

Incluyendo toda la construcción, lanzamiento de naves espaciales, y dos años de funcionamiento, el proyecto se llevó a cabo dentro de un presupuesto de € 689 millones (1999 condiciones). ^{[11] [12]}

Debido a la buena salud de la nave y los retornos significativos de los datos, el XMM-Newton ha recibido varias extensiones de misión por el Comité del Programa Científico de la ESA. La primera ampliación se produjo durante noviembre de 2003 y las operaciones extendidas a través de marzo de 2008. ^[23] La segunda extensión fue aprobada en diciembre de 2005, que se extiende a través de trabajos de marzo de 2010. ^[24] Una tercera extensión fue aprobada en noviembre de 2007, que preveía operaciones hasta el 2012. Como parte de la aprobación, se observó que el satélite tenía suficientes consumibles de a bordo (combustible, la energía y la salud mecánica) para continuar las operaciones pasadas teóricamente 2017. ^[25] la cuarta prórroga en noviembre de 2010 aprobó operaciones hasta el 2014.^[26] Una quinta ampliación fue aprobada en noviembre de 2014, las operaciones continuadas hasta 2018. ^[6]

La nave espacial tiene la capacidad de disminuir la temperatura de funcionamiento tanto de las cámaras EPIC y RGS, una función que se incluyó para contrarrestar los efectos nocivos de la ionizante la radiación en la cámara pixeles. En general, los instrumentos se enfrían a reducir la cantidad de corriente de oscuridad dentro de los dispositivos. Durante la noche 3-4 noviembre de 2002, RGS-2 se enfrió desde su temperatura inicial de -80 ° C (-112 ° F) hasta -113 ° C (-171 ° F), y unas horas más tarde – 115 ° C (-175 ° F). Después de analizar los resultados, se determinó la temperatura óptima para ambas unidades RGS sería -110 ° C (-166 ° F), y durante 11 13 al 14, ambos RGS-1 y RGS-2 se establece en este nivel. Durante 6 al 07 11, los detectores CCD MOS-EPIC se enfriaron de su temperatura de funcionamiento inicial de -100 ° C (-148 ° F) a un nuevo ajuste de -120 ° C (-184 ° F). Después de estos ajustes, tanto las cámaras EPIC y RGS mostraron mejoras en la calidad. ^[27]

El 18 de octubre de 2008, XMM-Newton sufrió un fallo en las comunicaciones inesperado, tiempo durante el cual no hubo contacto con la nave espacial. Si bien se expresó cierta preocupación de que el vehículo puede haber sufrido un evento catastrófico, fotografías tomadas por astrónomos aficionados en el Observatorio Starkenburg en Alemania y en otros lugares en todo el mundo mostraron que la nave estaba intacta y apareció en curso. Una señal débil finalmente fue detectado usando una antena de 35 metros (115 pies) en New Norcia, Australia Occidental, y la comunicación con el XMM-Newton sugirió que el interruptor de frecuencia de radio de la nave había fracasado. Después de solución de problemas de una solución, los controladores de tierra utilizan la NASA antena ‘s 34 m (112 pies) en los profundo de Goldstone comunicaciones espaciales complejas para enviar un comando que cambia el interruptor a su última posición de trabajo. ESA en un comunicado de prensa que el 22 de octubre, una estación terrestre en el Europeo de Astronomía Espacial Centre (ESAC) se puso en contacto con el satélite, lo que confirma el proceso había funcionado y que el satélite fue de nuevo bajo control. ^{[28] [29] [30]}

Nave espacial

XMM-Newton es un telescopio de largo espacio de 10,8 metros (35 pies), y es 16,16 m (53 pies) de ancho con paneles solares desplegados. En el lanzamiento pesaba 3.764 kilogramos (8.298 libras). ^[1] La nave espacial tiene tres grados de estabilización, lo que le permite apuntar a un objetivo con una precisión de 0,25 a 1 segundos de arco. Esta estabilización se logra a través del uso de la nave espacial Actitud y Órbita Subsistema de Control. Estos sistemas también permiten la nave espacial a señalar en diferentes objetivos celestes, y pueden convertir el arte en un máximo de 90 grados por hora. ^{[9] [22]} Los instrumentos a bordo de XMM-Newton son tres cámaras Europea de imágenes de fotones (EPIC), rejilla de reflexión de dos espectrómetros (RGS), y un monitor óptico.

La nave espacial es aproximadamente de forma cilíndrica, y tiene cuatro componentes principales. En la proa de la nave espacial es la Plataforma de soporte del espejo, que es compatible con los conjuntos de telescopios de rayos X y sistemas de rejilla, el monitor óptico, y dos sensores estelares. Alrededor de este componente es el módulo de servicio, que dispone de varios sistemas de apoyo a la nave espacial: la computadora y buses eléctricos, consumibles (tales como combustible y refrigerante), paneles solares, el Telescopio parasol y dos S-banda antenas. Detrás de estas unidades es el tubo del telescopio, de 6,8 metros (22 pies), largo y hueco de fibra de carbono estructura que proporciona separación exacta entre los espejos y su equipo de detección. Esta sección también alberga la desgasificación equipos en su exterior, lo que ayuda a eliminar cualquier contaminante del interior del satélite. En el extremo de popa de la nave espacial es la Asamblea de plano focal, lo que contribuye a la plataforma de plano focal (que lleva las cámaras y espectrómetros) y el manejo de datos, distribución de energía, y los conjuntos de radiador. ^[31]

Instrumentos

Cámaras Europeas de imágenes de fotones

Los tres Imaging Cámaras de Fotones Europea (EPIC) son los principales instrumentos a bordo de XMM-Newton. El sistema se compone de dos MOS – CCD cámaras y un solo pn cámara -CCD, con un campo total de visión de 30 minutos de arco y un rango de sensibilidad de energía entre 0,15 y 15 keV (82,7 a 0,83 angstroms). Cada cámara contiene una de seis posiciones rueda de filtros, con tres tipos de filtros de rayos-X transparente, una completamente abierta y una posición completamente cerrada; cada uno también contiene una fuente radiactiva utilizada para la calibración interna. Las cámaras pueden funcionar de forma independiente en una variedad de modos, dependiendo de la sensibilidad de la imagen y velocidad necesaria, así como la intensidad de la diana. ^{[32] [33] [34]}

Las dos cámaras CCD-MOS se utilizan para detectar los rayos X de baja energía. Cada cámara se compone de siete chips de silicio (una en el centro y seis circunda), con cada chip que contiene una matriz de 600 × 600 píxeles , dando a la cámara de una resolución total de alrededor de 2,5 megapíxeles. Como se discutió anteriormente, cada cámara tiene una gran adyacente radiador que enfría el instrumento a una temperatura de funcionamiento de -120 ° C (-184 ° F). Fueron desarrollados y construidos por la Universidad de Leicester Centro de Investigación Espacial y EEV Ltd. ^{[27] [32] [34]}

La cámara pn-CCD se utiliza para detectar los rayos X de alta energía, y se compone de un único chip de silicio con doce CCDs incrustadas individuales. Cada CCD es de 64 × 189 pixels, para una capacidad total de 145.000 píxeles. En el momento de su construcción, la cámara CCD-pn de XMM-Newton fue el mayor dispositivo de este tipo jamás se ha hecho, con una superficie sensible de 36 ^cm2 (5,6 pulgadas cuadradas). Un radiador enfría la cámara a -100 ° C (-148 ° F). Este sistema fue hecha por el Astronomisches Institut Tübingen, el Instituto Max Planck para la Física Extraterrestre, y PNSensor, toda Alemania. ^{[32] [35] [36]}

El sistema EPIC registra tres tipos de datos sobre todos los de rayos X que es detectado por sus cámaras CCD. El momento en que llega la radiografía permite a los científicos desarrollar curvas de luz que proyecta el número de rayos X que llegan con el tiempo y muestra los cambios en el brillo del blanco. Donde los rayos X golpean la cámara permite una imagen visible que se desarrollará del objetivo. La cantidad de energía transportada por los rayos X también puede ser detectada y ayuda a los científicos para determinar los procesos físicos que ocurren en el objetivo, tales como su temperatura, su composición química, y lo que el medio ambiente es como entre el objetivo y el telescopio. ^[37]

Rejilla de reflexión espectrómetros

Los espectrómetros Rejas de reflexión (RGS) son un sistema secundario de la nave espacial y se componen de dos cámaras de plano focal y sus matrices Rejas de reflexión asociado. Este sistema se utiliza para construir los datos del espectro de rayos X y puede determinar los elementos presentes en el objetivo, así como la temperatura, la cantidad y otras características de dichos elementos. El sistema RGS opera en el 2,5 a 0,35 keV (de 5 a 35 angstrom) gama, que permite la detección de carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, silicio y hierro. ^{[38] [39]}

El plano focal Cámaras se componen cada uno de los nueve dispositivos MOS-CCD montados en una fila y después de una curva llamada de un círculo de Rowland . Cada CCD contiene 384 × 1024 píxeles, para una resolución total de más de 3,5 megapíxeles. La anchura total y longitud de la matriz CCD fue dictada por el tamaño del espectro RGS y el rango de longitud de onda, respectivamente. Cada matriz de CCD está rodeada por una pared relativamente masiva, proporcionando la conducción de calor y radiación de blindaje. Radiadores de dos etapas se enfríen las cámaras a una temperatura de funcionamiento de -110 ° C (-166 ° F). Los sistemas de cámaras eran un esfuerzo conjunto entre SRON, el Instituto Paul Scherrer, y MSSL, con EEV Ltd y Espacio Contraves proporcionando hardware. ^{[27] [38] [39] [40] [41]}

Las matrices Grating de reflexión están unidos a dos de los telescopios primarios. Permiten aproximadamente 50% de los rayos X entrantes para pasar imperturbable al sistema EPIC, mientras que la reorientación de la otra 50% en las cámaras plano focal. Cada RGA fue diseñado para contener 182 rejillas idénticas, aunque un error de fabricación dejó uno con solamente 181. Debido a que los espejos de los telescopios ya se han centrado los rayos X para converger en el punto focal, cada una rejilla tiene el mismo ángulo de incidencia, y como con el Plano focal Cámaras, cada conjunto de redes se ajusta a un círculo de Rowland. Esta configuración minimiza las aberraciones focales. Cada 10 x 20 cm (4 × 8) en rejilla se compone de 1 mm (0,039 pulgadas) de espesor de carburo de silicio sustrato cubierto con un 2,000 angstrom (7,9 x 10 ^-6 en) el oro película, y con el apoyo de cinco berilio refuerzos. Las rejillas contienen un gran número de ranuras, que en realidad realiza la deflexión de rayos X; cada rejilla contiene un promedio de 646 ranuras por milímetro. Los RGA fueron construidos por la Universidad de Columbia. ^{[38] [39]}

Monitor óptico

El monitor óptico (OM) se encuentra a 30 cm (12 pulgadas) Ritchey-Chrétien telescopio óptico / ultravioleta diseñado para proporcionar observaciones simultáneas junto con los instrumentos de rayos X de la nave espacial. El OM es sensible entre 170 y 650 nanómetros en un campo cuadrado de 17 × 17 minutos de arco de vista co-alineado con el centro del campo de visión del telescopio de rayos X. Tiene una longitud focal de 3,8 m (12 pies) y una relación focal de ƒ / 12.7. ^{[42] [43]}

El instrumento está compuesto por el módulo de telescopio, que contiene la óptica, detectores, equipos de procesamiento, y la fuente de alimentación; y el módulo de la electrónica digital, que contiene las unidades de procesamiento de la unidad de control del instrumento y de datos. la luz entrante se dirige hacia uno de los dos sistemas de detección totalmente redundantes. La luz pasa a través de una posición 11 de la rueda de filtros (uno opaco para bloquear la luz, seis filtros de banda ancha, un filtro de luz blanca, una lupa, y dos grisms), luego a través de un intensificador que amplifica la luz en un millón de veces, y luego en el sensor CCD. El CCD es de 384 × 288 píxeles de tamaño, de las cuales 256 × 256 píxeles se utilizan para las observaciones; cada píxel se submuestreada más en 8 x 8 píxeles, lo que resulta en un producto final que es 2048 × 2048 de tamaño. El monitor óptico fue construido por el Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard con contribuciones de organizaciones en los Estados Unidos y Bélgica. ^{[42] [43]}

Telescopios

Diagrama de un tipo Wolter 1 sistema óptico

La alimentación de los sistemas de EPIC y RGS son tres telescopios diseñados específicamente para los rayos X directos en instrumentos primarios de la nave espacial. Los conjuntos de telescopios tienen cada uno un diámetro de 90 cm (35 pulgadas), son 250 cm (98 pulgadas) de longitud, y tienen un peso de base de 425 kg (937 lb). Los dos telescopios con la reflexión matrices Rejas pesan un adicional de 20 kg (44 lb). Los componentes de los telescopios incluyen (de delante a atrás) de la puerta del conjunto de espejo, entrada y de rayos X deflectores, módulo de espejo, deflector de electrones, un conjunto de redes de reflexión en dos de los conjuntos, y el deflector de salida. ^{[11] [44] [ 45] [46]}

Cada telescopio consta de 58 cilíndrica, anidado Wolter tipo 1 espejos desarrollados por Media Lario de Italia, cada uno de 600 mm (24 pulgadas) de largo y un diámetro de entre 306 700 mm (12,0 a la 27,6 pulg), produciendo un área total de recogida de 4.425 ^cm2 (686 pulgadas cuadradas) en 1,5 keV y 1.740 ^cm2 (270 pulgadas cuadradas) a las 8 keV. ^[1] los espejos van desde 0,47 mm (0,02 pulgadas) de espesor para el espejo más interno de 1,07 mm (0,04 pulgadas) de espesor para el espejo exterior, y la separación entre cada uno de los rangos de espejo 1,5-4 mm (0,06 a 0,16 pulgadas) de más interno a más externo. ^[1] Cada espejo fue construido por vapor de deposición de una capa de 250 nm de oro superficie reflectante en una altamente aluminio pulido mandril , seguido por electroformación un monolítico níquel capa de soporte sobre el oro. Los espejos acabados fueron pegadas en las ranuras de un Inconel araña, que los mantiene alineados dentro de la tolerancia de cinco micras requiere para lograr una adecuada resolución de rayos X. Los mandriles fueron fabricados por Carl Zeiss AG , y la electroformación y el montaje final se llevaron a cabo por Media Lario con contribuciones de Kayser-Threde . ^[47]

Subsistemas

Actitud y Órbita Sistema de Control

Nave espacial de tres ejes de control de actitud es manejada por el Sistema de Control de Actitud y Órbita (AOCS), compuesto de cuatro ruedas de reacción, cuatro unidades de medición inercial, dos rastreadores de estrellas, tres finos sensores solares, y tres sensores de adquisición de Sun. El AOCS fue proporcionado por Matra Marconi Space del Reino Unido. ^{[1] [48] [49]}

Orientación de la nave gruesa y mantenimiento órbita es proporcionada por dos conjuntos de cuatro 20- newton (4,5 lb _f) hidrazina propulsores (principal y de respaldo).^[1] Los propulsores de hidracina fueron construidos por DASA-RI de Alemania. ^[50]

Los sistemas de energía

Energía primaria para el XMM-Newton es proporcionada por dos paneles solares fijos. Las matrices se componen de seis paneles que miden 1,81 x 1,94 m (5,9 × 6,4 pies) para un total de 21 m ² (230 pies cuadrados) y una masa de 80 kg (180 lb). En el lanzamiento, las matrices proporcionan 2.200 W de potencia, y se espera que proporcionen 1.600 W después de diez años de funcionamiento. El despliegue de cada matriz tomó cuatro minutos. Los arreglos fueron proporcionados por espacio de Fokker de los Países Bajos. ^{[1] [51]}

Cuando la luz solar directa no está disponible, la energía es proporcionada por dos baterías de níquel-cadmio que proporcionan 24 A · h y un peso de 41 kg (90 lb) cada uno. Las baterías fueron proporcionados por SAFT de Francia.^{[1] [51]}

Sistema de monitoreo de la radiación

Las cámaras están acompañados por el Sistema de EPIC radiación Monitor (ERMS), que mide el ambiente de radiación que rodea a la nave espacial; específicamente, el protón ambiente y el flujo de electrones. Esto proporciona una alerta de dañar los eventos de radiación para permitir el apagado automático de los sensores CCD de la cámara sensible y la electrónica asociada. El SGDEA fue construido por el Centre d’Etude des Espacial Rayonnements de Francia. ^{[11] [32] [34]}

Visual de monitoreo de cámaras

El monitoreo visual Cámaras (VMC) en la nave espacial se añadieron a supervisar el despliegue de los paneles solares y el protector solar, y han proporcionado, además, imágenes de los propulsores de cocción y la desgasificación del tubo del telescopio durante las primeras operaciones. Dos CGP se instalaron en la Asamblea de plano focal mirando hacia adelante. La primera es FUGA-15, una cámara en blanco y negro con alto rango dinámico y 290 × 290 píxeles de resolución. El segundo es IRIS-1, una cámara de color con una variable de tiempo de exposición y 400 × 310 píxeles de resolución. Ambas cámaras miden 6 x 6 x 10 cm (2.4 x 2.4 x 3.9 pulgadas) y un peso de 430 g (15 oz) de. Ellos usan sensores de píxeles activos , una tecnología que era nuevo en el momento del desarrollo del XMM-Newton ‘s. Las cámaras fueron desarrollados por la OCI-Delft y IMEC, tanto de Bélgica.^{[50] [52]}

Los sistemas de tierra

Control de la misión XMM-Newton se encuentra en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Darmstadt, Alemania. Dos estaciones de tierra, que se encuentra en Perth y Kourou, se utilizan para mantener un contacto continuo con la nave espacial a través de la mayor parte de su órbita. Estaciones terrestres de respaldo se encuentran en Villafranca del Castillo, Santiago, y Dongara. Debido a que el XMM-Newton de almacenamiento de datos contiene ninguna de a bordo, los datos de la ciencia se transmiten a estas estaciones terrestres en tiempo real.^[18]

Los datos se envían entonces a la Astronomía Espacial Centro Europeo de Operaciones Científicas Centro ‘s en Villafranca del Castillo, España, donde el procesamiento de la tubería se ha realizado desde marzo de 2012. Los datos se archivan y distribuido por el Centro de Ciencias de la Encuesta de XMM-Newton (SSC) a L “Instituto de Investigación en Astrofísica y Planetología de Toulouse, Francia. Antes de junio de 2013, la SSC fue operado por la Universidad de Leicester , pero las operaciones fueron transferidos debido a la retirada de la financiación por el Reino Unido ^{[14] [53]}

Observaciones y descubrimientos

El observatorio espacial fue utilizado para descubrir el cúmulo de galaxias XMMXCS 2215-1738, 10 mil millones de años luz de la Tierra.^[54]

El objeto SCP 06F6, descubierto por el telescopio espacial Hubble (HST) en febrero de 2006, fue observado por el XMM-Newton a principios de agosto de 2006 y parecía mostrar un brillo de rayos X alrededor de ella ^[55] dos órdenes de magnitud más luminosos que el de supernovas.^[56]

En junio de 2011, un equipo de la Universidad de Ginebra, Suiza, informó el XMM-Newton de ver una llamarada que duró cuatro horas a una intensidad máxima de 10.000 veces la tasa normal, a partir de una observación de supergigante rápida de rayos X transitoria IGR J18410-0535, donde una supergigante azul estrella arrojar una nube de materia que fue parcialmente ingerida por un compañero más pequeña estrella de neutrones con el acompañamiento de las emisiones de rayos-X. ^{[57] [58]}

En febrero de 2013 se anunció que el XMM-Newton, junto con NuSTAR tener por primera vez se mide la velocidad de giro de un agujero negro supermasivo, observando el agujero negro en el centro de la galaxia NGC 1365 . Al mismo tiempo, se verifica el modelo eso explica la distorsión de los rayos X emitidos por un agujero negro.^{[59] [60]}

En febrero de 2014, un análisis separado extraídos del espectro de las emisiones de rayos X observadas por el XMM-Newton de una señal monocromática alrededor de 3,5 keV.^{[61] [62]} Esta señal está viniendo de diferentes grupos de galaxias, y varios escenarios de la materia oscura puede justificar dicha línea. Por ejemplo, un candidato 3,5 keV aniquilar en 2 fotones, ^[63] o una partícula de materia oscura 7 keV de decaer en fotones y neutrinos.^[64]

Además de tener los elementos financiados del paquete de instrumentos de XMM-Newton, de la NASA también proporciona la instalación de la NASA huéspedes Observador (GOF) en el Centro de Vuelo Espacial de la NASA / Goddard (GSFC). El Gobierno de Francia ofrece un centro de intercambio de información técnica generada en proyectos y programas de análisis, así como el apoyo presupuestario para los astrónomos estadounidenses que solicitan tiempo de observación de XMM-Newton.

Siguiendo los pasos de Newton, de la Agencia Espacial Europea ha decidido honrar a uno de los científicos más ilustres del mundo dando el nombre de Isaac Newton a la misión XMM, el observatorio XMM-Newton. La obra de Isaac Newton (1642-1727) en el campo de las matemáticas, la óptica y la física sentó las bases de la ciencia moderna. Hizo un gran impacto en la astronomía teórica y práctica y en la actualidad no se puede evocar una manzana, un telescopio reflector, un prisma de luz o la división y un sextante sin recordar las contribuciones de Newton a la ciencia.

Aspectos destacados de la ciencia

En órbita desde hace más de 15 años, XMM-Newton ha proporcionado muchos conocimientos sobre el funcionamiento del universo, cerca y lejos. Aquí están algunos ejemplos:

• Determinó que Agujero Negro de la Vía Láctea se cree que ha despertado violentamente hace aproximadamente 400 año y luego se apaga de nuevo alrededor de 100 años más tarde.
• Identificado las firmas potenciales de axiones solares, los candidatos partícula de materia oscura.
• Medido la velocidad de giro de un agujero negro supermasivo, por primera vez en colaboración con NuSTAR.
• Adquirido el primer mapa a gran escala de las distribuciones de materia y bariónicas oscuras en el universo.
• Detectado por primera vez una emisión de rayos X de conmutación en el seguimiento de un pulsar muy variable – volvió a abrir el debate sobre los mecanismos físicos que impulsan la emisión de pulsares.
• Descubrió que la nebulosa de Orión contiene una enorme nube de gas extremadamente caliente, o plasma, calentado a millones de grados.
• Construido el mayor catálogo de objetos emisores de rayos X cósmicos.
• Mostraron que los fuertes vientos de un agujero negro supermasivo soplan hacia fuera en todas las direcciones en colaboración con NuSTAR.
• Descubierto 2XMM J083026 + 524133, el cúmulo más masivo de galaxias observadas en el Universo distante hasta ese momento.
• Descubierta la primera detección definitiva de carga intercambiada inducida por la emisión de rayos X en Marte.
• Las imágenes adquiridas de estallido de rayos gamma GRB 031203 que revelaron la primera detección de un polvo dispersado aureola de rayos X en función del tiempo en torno a un estallido de rayos gamma.
• Analizado espectros de una galaxia activa distante, 1H0707-495, lo que puso de manifiesto dos características brillantes de emisión de hierro (hierro líneas L y K) en los rayos X reflejados que nunca se había visto juntos en una galaxia activa.

Última actualización Fecha: April 2, el año 2015