El satélite HEAO-3 fue el tercero de la serie de observatorios astronómicos espaciales de altas energías High Energy Astronomy Observatory, desarrollada por la NASA. Fue lanzado el 20 de septiembre de 1979 a una órbita de 500 km de altitud y 43,6 grados de inclinación, continuando operativo hasta el 29 de mayo de 1981. Fue el mayor espectrómetro en órbita de su tiempo.

Fue construido por el Jet Propulsion Laboratory (JPL), y constaba de los siguientes instrumentos para estudiar las bandas de rayos cósmicos y de rayos gamma:

• Heavy Nuclei Experiment
• Cosmic Ray Isotope Experiment
• Gamma-Ray Spectroscopy Experiment

El análisis posterior de los datos obtenidos por el HEAO-3 reveló aproximadamente 130 destellos de rayos gamma.

Al igual que su predecesor HEAO-1, una misión de estudio que operan en la radiografía con fuerza y de rayos gamma (10 keV-MeV 50) banda. Su experimento de alta resolución de Rayos Gamma Espectrómetro, construido por el JPL (Jet Propulsion Laboratory), fue el más grande espectrómetro de germanio puesto en órbita en ese momento. La misión terminó con eficacia cuando el refrigerante criogénico para los detectores de germanio corrió en mayo de 1981.

Todo el HEAO del fueron lanzados por Atlas Centaur SLV-3D desde Cabo Cañaveral .

El Experimento de Rayos Gamma Línea Espectrómetro

El instrumento HEAO “C-1” (como era conocida antes de su lanzamiento) fue un experimento cielo-encuesta, que opera en las bandas de rayos X y gamma de baja energía de rayos duros. El espectrómetro de rayos gamma fue especialmente diseñado para buscar el 511 keV de rayos gamma línea producida por la aniquilación de positrones en las estrellas, las galaxias y el medio interestelar (ISM), línea de emisión de rayos gamma nuclear que se espera de las interacciones de los rayos cósmicos en el ISM, los productos radiactivos de cósmica nucleosíntesis, y las reacciones nucleares debidas a los rayos cósmicos de baja energía. Además, un estudio cuidadoso se hizo de las variaciones espectrales y temporales de las fuentes de rayos X duros conocidos.

El paquete experimental contenía cuatro enfriado, de tipo p de alta pureza Ge detectores de rayos gamma con un volumen total de aproximadamente 100 cm3{\ displaystyle ^ {3}}, Encerrado en una gruesa (6,6 cm promedio) de cesio yoduro (CSI) de centelleo escudo en activo anti-coincidencia ^[2] para suprimir el fondo extraño. El experimento fue capaz de medir energías de rayos gamma que caen dentro del intervalo de energía de 0,045 a 10 MeV. El sistema detector de Ge tenía una resolución de energía inicial mejor que 2,5 keV a 1,33 MeV y una sensibilidad de línea 1.E-4 a 1.E-5 fotones / cm-s, dependiendo de la energía. parámetros experimentales principales fueron: (1) un factor de geometría de 11,1 cm cuadrados-sr, (2) el área efectiva de 75 cm ~2 {\ displaystyle ^ {2}}a 100 keV, (3) un campo de visión de ~ 30° FWHM a 45 keV, y (4) una resolución de tiempo de menos de 0,1 ms para los detectores de germanio y 10 s para los detectores de la CSI. El espectrómetro de rayos gamma operado hasta el 1 de junio de 1980, cuando su criógeno se agotó.^{[3] [4]} La resolución de energía de los detectores de Ge estaba sujeto a la degradación (aproximadamente proporcional a la energía y el tiempo) debido a daño por radiación.^[5] están disponibles en los datos primarios de la NASA HESARC^[6] y en el JPL. Incluyen instrumento, órbita, y los datos de aspecto más alguna información de mantenimiento nave espacial en cintas binarios 1600-BPI. Parte de este material posteriormente está archivado en medios más modernos.^[7] Se propuso el experimento, desarrollado y administrado por el Jet Propulsion Laboratory del Instituto de Tecnología de California, bajo la dirección del Dr. Allan S. Jacobson.

La composición isotópica de rayos cósmicos primarios Experimento

El experimento HEAO C-2 mide la composición relativa de los isótopos de los rayos cósmicos primarios entre berilio y hierro (Z 4-26) y las abundancias elementales hasta estaño (Z = 50). Contadores Cerenkov y hodoscopes, junto con el campo magnético de la Tierra, forman un espectrómetro. Determinaron carga y la masa de los rayos cósmicos con una precisión de 10% de los elementos más abundantes en el rango de movimiento de 2 a 25 GeV / c (c = velocidad de la luz). Dirección científica fue por investigadores principales Prof. Dr. Bernard Peters y Lyoie Koch-Miramond. La base de datos primarios se ha archivado en el Centro de Estudios Nuclearires de Saclay y el Instituto de Investigación Espacial de Dinamarca. La información sobre los productos de datos está dada por Engelman et al. 1985.^[8]

El experimento de núcleos pesados

El propósito del experimento HEAO C-3 fue medir el espectro de carga de núcleos de rayos cósmicos más de la carga nuclear (Z) variar desde 17 hasta 120, en el intervalo de energía 0,3 a 10 GeV / nucleón; para caracterizar las fuentes de rayos cósmicos; procesos de nucleosíntesis, y los modos de propagación. El detector consiste en un instrumento de doble extremo de hodoscopes superiores e inferiores y tres cámaras de ionización de doble Gap. Los dos extremos se separaron por un radiater Cerenkov. El factor geométrico fue de 4 cm cuadrados-sr. Las cámaras de ionización podrían resolver cargo a 0.24 unidades de carga a baja energía y 0,39 unidades de carga a alta energía y alta contador Z. La Cerenkov podría resolver de 0,3 a 0,4 unidades de carga. Binns y col.^[9] dio más detalles. Se propuso el experimento y gestionado por el Laboratorio de Radiación Espacial de la Instituto de Tecnología de California (Caltech), bajo la dirección del investigador principal el profesor Edward C. Stone, Jr., de Caltech, y el Dr. Martin H. Israel, y el Dr. Cecil J. Waddington.

Proyecto

El Proyecto HEAO 3 fue la última misión en el Observatorio Astronómico de Alta Energía serie, que fue gestionado por la NASA Centro Marshall de Vuelos Espaciales (MSFC), donde el científico del proyecto fue el Dr. Thomas A. Parnell, y el director de proyecto fue el Dr. John F. Stone. El contratista principal fue TRW.

Durante la misión prevista de 6 meses, el espectrómetro de rayos gamma de alta resolución a bordo realizó un estudio de todo el cielo para la emisión cósmica de fondo de rayos gamma estrecho para una sensibilidad de aproximadamente 10 ^-4 fotones / cm ² / s sobre un rango de energía de operación de 0,05-10 MeV. Los análisis de la HEAO-3 de fondo en órbita (Wheaton et al., 1987) también encontraron ~ 130 líneas de rayos gamma detectables.

Espectrómetro

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

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

Aspectos destacados

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

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

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

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

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

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

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

Pequeño Satélite astronomía 3

Operador: NASA

ID COSPAR: 1975-037A

SatCat №: 07788

Duración de la misión: 4 años

Fabricante: APL · Universidad Johns Hopkins

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

Potencia: 65.0 vatios

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

Cohete: Explorador F-1 S194C

Sitio de lanzamiento: San Marcos

Fin de la misión: 09 de abril 1979

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: LEÓN

Excentricidad: 0.0000313

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

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

Inclinación: 3.0033 °

Período: 94,90 minutos

RAAN: 13.5403 grados

Argumento del perigeo: 37.2127 grados

La media de anomalía: 322.7960 grados

La media de movimiento: 16.22945651

Época: 08 de abril 1979

Número de revoluciones: 21935

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

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

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

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

Objetivos

Los principales objetivos científicos de la misión fueron:

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

Instrumentación

SAS 3 lleva cuatro experimentos:

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

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

Los resultados de investigación

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

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

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

Satélite Aryabhata.

Tipo de misión: Astrofísica

Operador: ISRO

ID COSPAR: 1975-033A

SatCat №: 7752

Masa de lanzamiento: 360 kg (794 lb) ^[1]

Potencia: 46 vatios

Fecha de lanzamiento: 19 de abril de 1975, 07:30 UTC ^[2]

Cohete: Kosmos-3M

Sitio de lanzamiento: Kapustin Yar 107/2

Fin de la misión último contacto: 24 de de abril de 1975

Reentrada: 12 de febrero 1992

Sistema de referencia: Geocentricq

Perigeo: 568 kilómetros (353 millas)

Apogeo: 611 kilómetros (380 millas)

Inclinación: 50,6 grados

Período: 96.46 minutos

Época: 19 de de mayo de 1975 ^[3]

Aryabhata fue el primer satélite artificial fabricado por la India. El nombre proviene del matemático y astrónomo hindú Aryabhata (476 d.C. – 550 d.C.). Fue lanzado por la antigua Unión Soviética a bordo de un cohete Cosmos-3M (Kosmos 11K65M) desde el Cosmódromo de Kapustin Yar el 19 de abril de 1975. El satélite fue fabricado por la Agencia India de Investigación Espacial (ISRO).

Las operaciones científicas del satélite consistían en experimentos sobre astronomía de rayos-X, el estudio de las capas altas de la atmósfera terrestre y sobre física solar. El satélite tenía forma de polígono de 26 caras, cubiertas por paneles solares excepto la cara inferior y la cara superior; la masa total del cuerpo era 360 kg. Tras cuatro días en órbita, un fallo de energía inutilizó al satélite para proseguir con los experimentos, y a los cinco días de estar en órbita se dejó de recibir señal alguna del satélite.

La reentrada en la atmósfera se produjo el 11 de febrero de 1992.

Aryabhata, primero no tripulado la Tierra por satélite construido por India. Fue nombrado para un astrónomo indio prominente y matemático del siglo 5 ce. El satélite fue ensamblado en Peenya, cerca de Bangalore, pero se puso en marcha desde el interior de la Unión Soviética por un cohete de fabricación rusa el 19 de abril de 1975. Aryabhata pesaba 794 libras (360 kilogramos) y se instrumentó para explorar las condiciones de la ionosfera de la Tierra, medir neutrones y rayos gamma procedentes del Sol, y llevar a cabo investigaciones en astronomía de rayos X. Los instrumentos científicos tuvieron que ser apagado durante el quinto día en órbita debido a un fallo en el sistema de energía eléctrica del satélite. … (100 de 114 palabras)

Lanzamiento

Fue lanzado por la India el 19 de abril 1975 ^[1] de Kapustin Yar utilizando un Kosmos-3M vehículo de lanzamiento. Fue construido por la Organización de Investigación Espacial de la India (ISRO) para ganar experiencia en la construcción y operación de un satélite en el espacio.^[5] El lanzamiento vino de un acuerdo entre la India y la Unión Soviética dirigida por UR Rao y firmado en 1972. Permitía la URSS para utilizar puertos de la India para el seguimiento de los buques y el lanzamiento de los buques a cambio de lanzamiento de satélites de la India.^[6]

El 19 de abril de 1975, 96.46 minutos en la órbita del satélite tuvo un apogeo de 611 kilómetros (380 millas) y un perigeo de 568 kilómetros (353 millas), con una inclinación de 50,6 grados. ^[3] Fue construido para llevar a cabo experimentos en los X la astronomía de rayos gamma, astronomía, y la física solar. La nave espacial era un poliedro de 26 caras 1,4 metros (4,6 pies) de diámetro. Todas las caras (a excepción de la parte superior e inferior) estaban cubiertas con células solares. Un fallo de alimentación detuvo experimentos después de cuatro días y 60 órbitas con todas las señales de la sonda se perdieron después de cinco días de operación. De acuerdo con informes de los medios soviéticos, el satélite siguió funcionando y transmitir información desde hace algún tiempo. El satélite devuelta a la atmósfera de la Tierra el 11 de febrero de 1992. Fue uno de los mejores satélites jamás realizadas por la India.

Legado

Año 1984 sello de URSS con Bhaskara -I, II y Bhaskara-satélites Aryabhata

• Aryabhata fue nombrado por el astrónomo y matemático del siglo quinto de la India por el mismo nombre.^[7]
• La imagen del satélite apareció en el reverso de la India 2 rupias billetes de banco entre 1976 y 1997 (Escoja catálogo) y el número de nota una rupia:. P-79a-m) ^[8]

Pequeño Satélite astronomía 2

Impresión artística de SAS-2

Tipo de misión: Ciencia de la Tierra

Operador: NASA

ID COSPAR: 1972-091A

SatCat №: 6282

Duración de la misión: 1 año

Masa de lanzamiento: 166,0 kilogramos (366,0 lb)

Fecha de lanzamiento: 15 de febrero de 1972, 22:13:46 UTC

Cohete: Scout D-1

Sitio de lanzamiento: San Marcos

Fin de la misión último contacto: 8 de junio de, 1973

Fecha de su final: 20 de noviembre de, 1976

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: bajo Tierra

Excentricidad: 0.01366

Perigeo: 443 kilómetros (275 millas)

Apogeo: 632 kilómetros (393 millas)

Inclinación: 1,9 grados

Período: 95,40 minutos

El pequeño satélite astronómico 2, también conocida también como SAS-2, SAS B o en el Explorador de 48 años, fue una de la NASA telescopio de rayos gamma . Se puso en marcha el 15 de noviembre 1972 en la órbita baja de la Tierra con un perigeo de 443 km y una apoapsis de 632 km. Se completó sus observaciones el 8 de junio de 1973. ^{[1] [2]}

SAS 2 era el segundo de la serie de la pequeña nave espacial diseñada para ampliar los estudios astronómicos en los rayos X, rayos gamma, ultravioleta, visible e infrarrojo regiones. El objetivo principal de la SAS-B fue medir la distribución espacial y la energía de galáctico primaria y la radiación gamma extragaláctica que energías entre 20 y 300 MeV. La instrumentación consistía principalmente de un detector de centelleo de guardia, una superior y una cámara inferior de chispa, y un telescopio partícula cargada.

SAS-2 fue lanzado desde la plataforma de San Marco de la costa de Kenia, África, en una órbita casi ecuatorial. La nave espacial en órbita estaba en la forma de un cilindro de aproximadamente 59 cm de diámetro y 135 cm de longitud. Cuatro paneles solares se utilizaron para recargar la batería de níquel-cadmio 6 amperios-hora y proporcionar energía al experimento de la nave espacial y el telescopio. La nave espacial se ha estabilizado en espín, y un sistema de control de torque commandable magnéticamente se usa para apuntar el eje de giro de la nave espacial a cualquier posición en el espacio dentro de aproximadamente 1 grado. El eje de experimentos pone el largo de este eje que permite al telescopio para mirar en cualquier región seleccionada del cielo con su más o menos la aceptación de apertura de 30 grados. La velocidad de giro nominal fue 1/12 rpm. Los datos se tomaron a 1000 bit/s, y podrían grabarse en un grabador de cinta de a bordo y se transmiten simultáneamente en tiempo real. Los datos registrados se transmiten una vez por órbita. Esto requiere aproximadamente 5 minutos.

El experimento telescopio se enciende inicialmente el 20 nov 1972, y en un 27 Nov 1972, la nave espacial entró en pleno funcionamiento. La fuente de alimentación de baja tensión para el experimento fracasó el jun 8 1973. No se obtuvieron datos científicos útiles después de esa fecha. Con la excepción de un sensor de estrella ligeramente degradado, la sección de control de la nave espacial a cabo de una manera excelente.

SAS-2 detectado por primera vez Geminga, un púlsar cree que es el remanente de una supernova que explotó hace 300.000 años.^[3]

La cámara de chispas de rayos gamma-2 SAS

Misión Visión general

SAS-2 (también referido como SAS-B y el Explorador 48) fue lanzado el 19 de noviembre de 1972. Para minimizar el flujo de fondo de los rayos cósmicos, SAS-2 se colocó en una órbita ecuatorial de la Tierra bajo que tiene una inclinación orbital de 2 grados. Su apogeo y el perigeo eran 610 kilómetros y 440 km, respectivamente, con un período orbital de unos 95 minutos. Durante los ~ 6 meses de la misión, 27 observaciones en punta (normalmente una semana de duración) se hicieron, lo que resulta en aproximadamente el 55 por ciento del cielo siendo observado, incluyendo la mayor parte del plano galáctico.

 En 1973 8 de junio de un fallo del suministro eléctrico de baja tensión terminó la recogida de datos.

Instrumentación

El satélite SAS-2 lleva a un solo instrumento: un telescopio de rayos gamma que utiliza un cable de encendido de la cámara de 32 niveles. El telescopio cubre el rango de energía de 20 MeV – 1 GeV. El instrumento fue obra de Fichtel et. al. En la NASA-GSFC. Durante el corto tiempo de vida de la misión, hubo cierta disminución notable en la sensibilidad debido al deterioro de los gases de la cámara de chispas.

Un extenso programa de calibración se llevó a cabo en el telescopio de rayos gamma antes del lanzamiento de SAS-2. La Oficina Nacional de Estándares (NBS) del acelerador sincrotrón en Gaithersburg, Maryland se utilizó para estudiar el rendimiento del telescopio en el 20 – 114 MeV gama. El rendimiento entre 200 – 1000 MeV se estudió en el acelerador Deutsches Elektronen-Sincrotrón (DESY) en Hamburgo, Alemania Occidental.

Ciencia

En general se reconoce que SAS-2 proporciona la primera información detallada sobre el cielo de rayos gamma y demostró la promesa más importante de la astronomía de rayos gamma.
SAS-2 reveló que la radiación gamma plano galáctico fue fuertemente correlacionada con características estructurales galácticos, especialmente cuando los conocidos fuertes fuentes discretas de radiación gamma se restaron de la radiación total observada. Los SAS-2 resultados establecen claramente un componente de alta energía (> 35 MeV) a la radiación difusa celeste. la emisión de rayos gamma de alta energía también se observó a partir de fuentes discretas tales como el cangrejo y púlsares Vela.

• La primera mirada detallada en el cielo de rayos gamma.
• Establecido el componente de alta energía de la radiación difusa celeste.
• Correlacionado el fondo de rayos gamma con características estructurales galácticos.

Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE)

El satélite EUVE

Información general

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 7 de junio de 1992

Reingreso: 30 de enero de 2002

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 3275 Kg

Dimensiones: 4,5 m de largo, 3 m de diámetro

Equipo: Tres telescopios ultravioleta de incidencia rasante

Espectrómetro

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Circular

Inclinación: 28,5 Grados

Periastro: 528 Km

Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) fue un observatorio espacial estadounidense dedicado a la observación en la porción ultravioleta del espectro, de 70 a 760 angstrom. Fue lanzado el 7 de junio de 1992 desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Delta, y reentró en la atmósfera el 30 de enero de 2002. Estaba controlado desde la Universidad de California en Berkeley.

Los objetivos de EUVE eran:

• producir un estudio de alta sensibilidad de todo el cielo en el rango entre 70 y 760 angstrom.
• realizar un estudio profundo de alta sensibilidad de una porción del cielo situado sobre la eclíptica.
• realizar un seguimiento espectroscópico de fuentes brillantes en el ultravioleta extremo.
• estudiar la evolución estelar y la población estelar local.
• estudiar el transporte de energía en las atmósferas estelares.
• estudiar la ionización y opacidad del medio interestelar.

El estudio global del cielo fue completado en enero de 1993.

EUVE, lanzado a una órbita de 528 km de altura y 28,5 grados de inclinación orbital, fue diseñado para poder ser asistido y reparado por el transbordador espacial.

El EUVE llevaba tres telescopios ultravioleta de incidencia rasante de 188 kg cada uno y un espectrómetro de 323 kg. Los telescopios realizaron mapas del cielo con una precisión de 0,1 grados de arco. El espectrómetro observaba en la dirección antisolar a lo largo de la eclíptica, realizando un estudio en dos bandas entre 80 y 500 angstroms.

• Wade, Mark (2008). «EUVE» (en inglés). Consultado el 21 de septiembre de 2008.

Enlaces externos

• Página del EUVE en la Universidad de Berkeley

Desde antes de la invención del telescopio hasta la segunda mitad del siglo XX, prácticamente todo nuestro conocimiento de los astros se basó en el estudio de la luz visible. Fue en la década de los sesentas que la radioastronomía se estableció como una disciplina fundamental para el estudio de los astros. La observación del cosmos en ondas de radio dio lugar a descubrimientos que no podrían haberse hecho observando solamente la luz visible, resaltando la necesidad de observar todo tipo de radiación. En los setentas, ochentas y noventas el desarrollo de satélites astronómicos permitió abrir las ventanas del infrarrojo lejano, rayos X y rayos gamma, al mismo tiempo que los observatorios en la Tierra implementaron detectores que permiten estudiar el infrarrojo cercano, el milimétrico y el ultravioleta cercano. Hoy en día se emplea casi todo tipo de radiación electromagnética para el estudio del Universo. Persisten dificultades técnicas para abrir definitivamente algunas de estas ventanas, como por ejemplo algunos rangos de los rayos gamma. Una vez sobrepasadas estas dificultades, es posible que tengamos un panorama completo del Universo, excepto por la ventana del ultravioleta extremo, que posiblemente nunca podremos abrir.

Podemos diferenciar los distintos tipos de luz especificando su longitud de onda. Así, la luz roja tiene una longitud de onda de unos 700 nanómetros (un nanómetro es un millonésimo de milímetro), la luz amarilla unos 580 nanómetros y la luz azul unos 450 nanómetros. El ultravioleta abarca desde el límite de detección del ojo humano (por debajo del violeta en 390 nanómetros) hasta los rayos X (de longitudes de onda de tan solo unos 10 nanómetros), dividiéndose para propósitos de observación astronómica en tres intervalos: el ultravioleta cercano (entre 320 y 200 nanómetros), ultravioleta lejano (de 200 a 100 nanómetros) y el ultravioleta extremo (entre 100 y 10 nanómetros). La luz ultravioleta entre 390 y 320 nanómetros puede estudiarse desde la Tierra con telescopios convencionales y detectores optoelectrónicos (chips CCD) optimizados para este tipo de luz. Radiación con longitud de onda menor a 320 nanómetros es absorbida por la atmósfera, principalmente por la cada vez mas delgada y frágil capa de ozono, y el estudio de los astros en estas bandas requiere de telescopios espaciales. A pesar de contar con un espejo de solo 48 centímetros del diámetro, el satélite IUE (International Ultraviolet Explorer) fue uno de los telescopios espaciales mas exitosos, operando desde 1978 hasta 1996. En la actualidad, el ultravioleta lejano es accesible con el telescopio espacial Hubble.

En el ultravioleta extremo, la astronomía enfrenta un problema prácticamente insuperable, por encima de dificultades tecnológicas. El hidrógeno, el elemento mas abundante en el cosmos, absorbe con gran eficiencia la luz con longitud de onda menor a 91.2 nanómetros, convirtiendo al medio interestelar en una densa cortina. Otros elementos químicos contribuyen a absorber longitudes de onda mas cortas, hasta llegar a unos 8 o 6 nanómetros (rayos X), donde el medio interestelar vuelve a ser transparente. Esto desanimó por varias décadas casi todo esfuerzo por observar el cielo en el ultravioleta extremo. Una de las excepciones fueron las sondas Voyager 1 y 2, cuyos espectrómetros ultravioletas, diseñados para el estudio de los planetas mayores del sistema solar, apuntaron varias veces a objetos brillantes de nuestra galaxia, como estrellas jóvenes, enanas blancas y cúmulos globulares. Esta y otras misiones modestas han mostrado que el medio interestelar es muy inhomogéneo, y que existen algunos “huecos” por donde es posible “asomarse”. Así, se ha identificado una región, el “hoyo de Lockman”, con muy bajo contenido de gas en la línea de visión, donde es posible observar luz ultravioleta incluso afuera de la Vía Láctea. Estos hallazgos dieron nuevas esperanzas de poder estudiar el Universo en el ultravioleta extremo con satélites como el EUVE (Extreme UltraViolet Explorer). Lanzado en junio de 1992, el EUVE realizó un mapa completo del cielo, buscando huequitos por donde asomarse, y mostrando la factibilidad de observar algunos objetos de la Vía Láctea. A pesar de estos esfuerzos, sólo unos cuantos objetos extragalácticos han sido detectados y sólo hemos podido dar unos pocos vistazos a la difícil ventana del ultravioleta extremo, que guarda celosamente muchos secretos.

Extreme Ultraviolet Explorer fue un observatorio espacial estadounidense dedicado a la observación en la porción ultravioleta del espectro, de 70 a 760 angstrom. Fue lanzado el 7 de junio de 1992 desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Delta, y reentró en la atmósfera el 30 de enero de 2002. Estaba controlado desde la Universidad de California en Berkeley. Los objetivos de EUVE eran: producir un estudio de alta sensibilidad de todo el cielo en el rango entre 70 y 760 angstrom. Realizar un estudio profundo de alta sensibilidad de una porción del cielo situado sobre la eclíptica. Realizar un seguimiento espectroscópico de fuentes brillantes en el ultravioleta extremo. estudiar la evolución estelar y la población estelar local. Estudiar el transporte de energía en las atmósferas estelares. Estudiar la ionización y opacidad del medio interestelar. El estudio global del cielo fue completado en enero de 1993. EUVE, lanzado a una órbita de 528 km de altura y 28,5 grados de inclinación orbital, fue diseñado para poder ser asistido y reparado por el transbordador espacial.

Satélite avanzado de Cosmología y Astrofísica

ASCA / Asuka / ASTRO-D

Especie: observatorio espacial de rayos-X .

Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de, de 1993 ^{[1] [2] [3]}

Cohete portador: M-3S-2 ^{[2] [4]}

Lugar de lanzamiento: centro espacial de Kagoshima ^[2]

Duración de la misión: 9 años

Objetivo de la misión: La observación del cielo en rayos X ^[2]

Decaimiento: 02 de marzo 2001 ^[1]

Designación internacional: 1993-011A

Peso: 420 kg ^{[2] [4]}

Poder: 602 W ^[2]

Satélite Avanzado para Cosmología y Astrofísica, también conocido por su acrónimo ASCA, como ASTRO-D y el nombre de Asuka (que significa “pájaro de vuelo”)^[2][4][5], fue un observatorio espacial japonés envió 20 de febrero de 1993 por un cohete M-3S-2 desde el Centro Espacial Uchinoura.^[6]

ASCA fue la cuarta misión japonesa en el campo de la astronomía de rayos X y el segundo en el que los Estados Unidos ha trabajado con algunas de las cargas de la ciencia.^[6] La órbita inicial del satélite tenía una inclinación de 31.1 grados, un apogeo fue de 622 km y una perigeo de 524,6 kilometros.^[3] . El 14 de julio de 2000, después de una tormenta magnética que provocó una expansión repentina de las capas superiores de la atmósfera, el satélite perdió el control de su actitud debido a la mayor fricción con las capas superiores de la atmósfera. En consecuencia, los paneles solares se detuvieron señalando el sol, produciendo una descarga de las baterías. ASCA volvió a entrar en la atmósfera el 2 de marzo de 2001 a las 5:21 UT. ^{[1] [2] [4] [6] [7]}

La NASA recibió el 15% del tiempo de observación por sus contribuciones a la misión.^[2]

El objetivo era hacer observaciones de ASCA espectroscópico de energía de rayos X en la banda de entre 1 y 12 keV, especialmente la línea K de hierro. Dedicado también para obtener imágenes de la estructura de las fuentes extendidas tales como cúmulos de galaxias y los restos de supernovas. ^2]

Instrumentación

ASCA tenía cuatro telescopios con un área efectiva total idéntica de 1,300 cm ^2-1 keV y 600 cm ² a entre 6 y 7 keV. La NASA ha colaborado proporcionando cuatro espejos multicapa cónica incidencia gratificación y dos detectores de conjunto de datos proporcionada por el MIT. Japón aportó la IGSPC (centelleo de gas de imágenes contadores proporcionales), contadores proporcionales Twinkle, el barco, el vehículo de lanzamiento y las estaciones de tierra.

Tenía una órbita de entre 500 y 600 km de altura con un período de 95 minutos, pesaba 420 kg y tenía un diámetro de unos 120 cm. Contaba con los siguientes instrumentos a bordo:

• Cuatro telescopios idénticos montados en un banco óptico extensible para lograr una distancia focal de 3,5 metros. Este instrumento proporcionado por la NASA. Los telescopios son una versión reducida de BBXRT telescopio que se utilizó durante la misión Astro-1 del transbordador espacial. Cada óptica es Wolter tipo 1: el radio ocurre bajo incidencia rasante se refleja primero por un espejo parabólico y un espejo hiperbólico en la extensión de la primera. Cada XRT óptica 4 consiste en 120 capas que reflejan anidados uno en el otro. El campo de visión es de 24 minutos de arco a 1 keV y 16 minutos de arco en 7 keV.
• Dos cámaras CCD ubicadas en el plano focal del telescopio y por la NASA. Cada CCD utiliza 4 chips desarrollados por los MIT 420×422 píxeles y determina la energía de radiación con una precisión de 2% para un rayo con una energía de 5,9 keV. El campo de visión de cada CCD es 22×22 minutos de arco.
• Dos contadores de centelleo proporcionales situados en el plano focal de los telescopios para determinar la energía de la radiación con una precisión de 8% para un radio de 5,9 keV y que tiene un campo óptico de 50 minutos de arco de diámetro.

La instalación nos ASCA huéspedes Observador (GOF), ubicado en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, fue parte de la entonces Oficina del general Investigador Programas (OGIP) (que ahora se llama la Oficina HEASARC) en la División de Ciencias Astrofísica (TEA) .

La principal responsabilidad de los EE.UU. ASCA GOF era permitir a los astrónomos de Estados Unidos para hacer el mejor uso de la misión ASCA, en estrecha colaboración con el equipo Japonés ASCA.

Resalte la ciencia:

• Líneas generales de Fe AGN, sondeando la fuerte gravedad cerca del motor central
• Más baja que la abundancia Fe solar en el coronas de estrellas activas
• Espectroscopia de binarias interactuantes
• No térmicos rayos-X de SN 1006, un sitio de aceleración de los rayos cósmicos
• Abundancias de elementos pesados en los cúmulos de galaxias, en consonancia con el tipo de origen II supernova

ASCA es la cuarta misión espacial astronomía X desarrollado por las ISAS agencia espacial japonesa. Fue precedido por tres misiones que permitieron a los científicos e ingenieros japoneses adquieren cada vez mayor experiencia en esta área. El primer satélite lanzado en 1979 Hakucho características similares a las del satélite estadounidense Uhuru. Tenma lanzado en 1983 es el primer X satélite para el uso de centelleo proporcional de gas. Lanzado en 1987 Ginga es la primera misión japonesa de este tipo para ir internacional con inversiones en el Reino Unido y los Estados Unidos. Dos de los tres instrumentos de ASCA son proporcionados por la NASA, que a su vez recibe una parte del tiempo de observación, el 15% parte de los proyectos de los Estados Unidos y el 25% en el marco de proyectos conjuntos con el ICEA.

Características

ASCA es una observación espacial de la radiación de rayos X puede tanto tomar fotografías y realizar espectroscopia utilizando rendimiento óptico. Con un peso de 417 kg, mide 4,7 metros en el eje del telescopio y tiene una envergadura de 3,5 metros de paneles solares. Estos proporcionan una potencia eléctrica de 602 vatios. El eje 3 se estabilizó satélite y sus instrumentos se señaló con una precisión de 30 segundos de arco. Controlar la orientación se realiza mediante 4 ruedas de reacción que son dados de alta de su momento angular con tres acopladores magnéticos usando el campo magnético de la Tierra. La posición del satélite y el movimiento se determinan utilizando dos sensores de estrellas y una inercial, incluidos 4 giroscopios. Los cambios de giro están deliberadamente limitan a prevenir la incidencia de la luz solar en los paneles solares se desvíe en más de 30 ° respecto a la vertical. De hecho, el observatorio funcionando a muy baja velocidad en torno al eje que apunta hacia el Sol que tiene un momento de inercia en caso de fallo, que mantiene automáticamente los paneles solares iluminados. Los datos recogidos pueden ser transmitidos en tiempo real o almacenados en una grabadora con una capacidad de 134 megabits y se transmiten después a las estaciones terrestres. La velocidad de transmisión puede ser de entre 1 y 32,8 kilobits por segundo.

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Organización: ISAS

Fecha de lanzamiento: 30 de agosto de 1991

Aplicación: Observatorio espacial (solar)

Equipo

Soft X-ray Telescope (SXT)
Hard X-ray Telescope (HXT)
Bragg Crystal Spectrometer (BCS)

Wide Band Spectrometer (WBS)

Yohkoh (ようこう rayo de sol en japonés), también conocido como SOLAR-A, fue una misión solar del Institute of Space and Astronautical Science (ISAS) de Japón en colaboración con los Estados Unidos y el Reino Unido. Fue lanzada a una órbita terrestre casi circular el 30 de agosto de 1991 por un cohete M-3S-5 desde el Centro Espacial de Kagoshima.

Llevaba cuatro instrumentos a bordo:

• Soft X-ray Telescope (SXT)
• Hard X-ray Telescope (HXT)
• Bragg Crystal Spectrometer (BCS)
• Wide Band Spectrometer (WBS)

Durante la década de 1990, fue el único telescopio de rayos X que monitorizaba la actividad solar, y que observó el ciclo entero de las manchas solares.

La misión terminó tras entrar en modo seguro durante un eclipse anular el 14 de diciembre de 2001, ya que la sonda perdió su orientación hacia el Sol. En ese momento la sonda no podía comunicar con los controladores de Tierra, luego no pudo ser reorientada. Los paneles solares dejaron de recibir radiación directa del Sol y las baterías se agotaron.

El 12 de septiembre de 2005 a las 6:16 JST, la sonda ardió en la atmósfera sobre el sur de Asia durante su reentrada.

Instrumentos cientificos

El equipo de la misión de YOHKOH incluye los cuatro dispositivos siguientes:

1. Duro telescopio de rayos X (HXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares en rayos X duros
2. Soft telescopio de rayos X (SXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares y la corona solar en rayos X blandos
3. De banda ancha de rayos X, espectrómetro de rayos gamma (PEP) para la observación precisa del espectro de la radiación térmica y no térmica asociada con las erupciones solares
4. Espectrómetro de cristal Bragg (BCS) para la observación precisa del plasma a alta temperatura que se genera en las erupciones solares

YOHKOH lleva estos cuatro instrumentos científicos, todos los cuales han funcionado bien y continuará a volver excelentes datos. Los dos centros de atención primaria son los telescopios de rayos X blandos y duros, y los dos instrumentos más pequeños para espectroscopia de más de una banda amplia de energía, incluyendo la espectroscopia de alta resolución de las líneas de emisión de rayos X blandos. El telescopio de rayos X blandos consta de un espejo pastoreo-incidencia con óptica Wolter-nariai, además de un CCD con 2,46 “píxeles. Se forma imágenes en energía fotónica 0,5-2 keV de plasmas con temperaturas en el rango de 2-20 millón K. el telescopio de rayos X duros forma imágenes en cuatro bandas de energía, 14-93 keV, con resolución de tiempo tan fina como 0,5 segundos y la resolución espacial tan pequeño como 5 segundos de arco. Este instrumento responde tanto al chorro de electrones no térmicos y de radiación térmica a partir de fuentes “súper-calientes” que se forman durante las erupciones. Los otros dos instrumentos son un conjunto de espectrómetros de cristal Bragg, con bandas espectrales que abarcan FeXXVI, FeXXV, CaXIX, y las líneas de resonancia SXV y una matriz espectrómetro de banda ancha de contadores de centelleo y contadores proporcionales. Este último se extiende rango espectral de YOHKOH en la región de rayos gamma.

Los siguientes avances en la tecnología contribuyen a darse cuenta de los cuatro instrumentos científicos anteriores.

Sistemas de bus del satélite

El satellitis tecnología de control de orientación de alta precisión se desarrolló para asegurar observaciones de imágenes de alta resolución de Yohkoh. Por otra parte, YOHKOH fue el primer satélite en Japón para incorporar cierto control del telescopio ordenador. Esta tecnología se ha utilizado en todos los satélites que siguieron YOHKOH, y el papel desempeñado por YOHKOH es grande debido a este avance.

Diseños novedosos de instrumentos científicos

Duro telescopio de rayos X de YOHKOH es un dispositivo de imagen de tipo síntesis de Fourier que emplea un colimador multi-elemento “Sudsre” (modulación), basado en una idea original. Se llevó a cabo mediante el uso de una rejilla precisa fabricado por fotograbado y un contador de centelleo de rayos X altamente estable. No hay otros medios de formación de imágenes de rayos X a energías cercanas al 100 keV, y esta tecnología para la extensión de la observación en la imagen para este rango de energía ha sido de gran prestigio.

Por otra parte, el telescopio de rayos X blandos utiliza un CCD de rayos X para el detector de plano focal de a bordo, lo que demuestra la viabilidad de dicho dispositivo.

Tecnología de la nave espacial

YOHKOH pesa 390 kg, con dimensiones físicas de 2 m (longitud) x 1 x 1 m. Su sistema de energía genera 560 W de potencia de pico, y almacena los datos en un registrador de datos de la burbuja 80 Mb, la transmisión de telemetría tanto a Kagoshima Centro Espacial de la NASA y de DSN para proporcionar una cobertura casi continua de la observación. YOHKOH tiene el control de altitud de 3 ejes con la estabilidad de segundos de arco, lo que permite tiempos de exposición largos con un telescopio de rayos X blandos.

Sol en rayos-x por Yohkoh. Fuente: Wikipedia

Tanto los telescopios de rayos X duros y blandos tienen que hace época rendimiento en términos de resolución espacial y temporal, bandas de energía cubiertos, etc., en comparación con los equipos de imagen anterior del mismo tipo. Ambos espectrómetros, que fueron instalados como equipo complementario, fueron diseñados y fabricados para hacer observaciones complementarias de un único objeto de observación, es decir, bengalas solor, y los datos de observación resultante ha hecho posible el análisis y estudio de las erupciones solares multifacética y cuantitativa. Este programa ha producido de este modo grandes resultados científicos.

Telescopio de rayos X blandos de la YOHKOH fue fabricado en cooperación entre Japón y los EE.UU.; el espectrómetro de Bragg se fabricó mediante la cooperación de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido. El principio fundamental de esta cooperación internacional fue el diseño y fabricación conjunta distribuida. Con respecto a la operación de satélites, las responsabilidades se dividen entre Japón, los EE.UU. y el Reino Unido, para aprovechar las fortalezas de cada participante. análisis de los datos de observación también está llevando a cabo mediante la cooperación internacional. Después de un cierto período de tiempo después de la adquisición (en la actualidad un año), los datos se dan a conocer en su totalidad por lo que los científicos fuera del equipo también pueden hacer uso de los datos de YOHKOH. El alcance de dicha utilización se extiende claramente más allá del marco de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido.

Para investigar actividades solares, observaciones simultáneas en diferentes longitudes de onda de observación son de crucial importancia. YOHKOH sigue produciendo observaciones de rayos X marca época, como se describió anteriormente, y ha jugado un papel importante en la construcción de una red de observación mundial, haciendo hincapié en la cooperación en las observaciones nacionales e internacionales basadas en el espacio y basado en tierra.

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El Observatorio de Rayos Gamma Compton (en inglés: Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) fue el segundo de los Grandes Observatorios de la NASA, después del Telescopio Espacial Hubble, siendo lanzado el 5 de abril de 1991 a bordo de la lanzadera espacial Atlantis misión STS-37. El nombre de este observatorio es un homenaje al físico estadounidense Arthur Holly Compton, ganador del premio Nobel por su trabajo en el campo de la física de los rayos gamma.

Fue la mayor carga destinada a la astrofísica que había volado en ese tiempo. Tras superar con creces el tiempo de vida que se le suponía (cuatro años) falló uno de sus giroscopios, por lo que la NASA se vio obligada a estrellarlo controladamente sobre el Océano Pacífico. El CGRO ardió en la atmósfera el 4 de junio de 2000.

El Observatorio estaba al cargo del Laboratorio de Jato-propulsión (JPL) de la NASA, situado en el estado de California, bautizado inicialmente como Gamma Ray Observatory (GRO). Compton medía 9,1 metros por 4,6 metros, pesaba cerca de 17 toneladas y fue la carga más pesada lanzada al espacio por la NASA.

 Concepción artística de Comptom en funcionamiento.

La misión del CGRO era la de estudiar las radiaciones más energéticas del espectro electromagnético entre 20 keV y 30 GeV, para lo cual disponía de los siguientes instrumentos, ordenados de menor a mayor energía cubierta en el espectro:

• Burst And Transient Source Experiment (BATSE)
• Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE)
• Imaging Compton Telescope (COMPTEL)
• Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET)

De todos estos cuatro instrumentos, el mayor y el más sensible de todos era el telescopio de rayos gamma EGRET. Su gran tamaño era debido a necesidad de captar un correcto número de partículas de rayos gamma, que inciden sobre el detector. Como el número de fótons de rayos gamma es muy más pequeña que el número de fótons óptico, de ahí la necesidad que el detector fuera grande para registrar un número razonable de rayos gamma, en un determinado periodo de tiempo.

Compton detectó más de 2.600 explosiones de rayos gamma, indicando que este es un fenómeno que ocurre por todo el Universo. Compton descubrió centenares de fuentes desconocidas de rayos gamma, incluyendo 30 objetos celestes exóticos. Detectó emanaciones de rayos gamma de agujeros negros, de estrellas que explotan y de nuestro propio Sol.

Uno de los grandes éxitos del CGRO fue el descubrimiento de fuentes de rayos gamma en la tierra, relacionadas con nubes de tormenta.

Organización          NASA

Estado                     Retirado

Fecha de lanzamiento          5 de abril de 1991

Reingreso                4 de junio de 2000

Vida útil                  9 años

Aplicación               Observatorio espacial

Masa                        17.000 Kg

Elementos orbitales

Tipo de órbita         Circular

Periastro                 450 km

El viernes 24 de marzo oficiales de la NASA anunciaron la decisión de dar por terminada la misión del Observatorio Espacial Compton de rayos gamma (o CGRO por Compton Gamma-ray Observatory) y empezar preparativos para destruir la nave en una entrada controlada en la atmósfera terrestre. Esto ocurrirá no antes del primero de junio del presente, poco mas de nueve años después del lanzamiento del CGRO realizado en abril de 1991. El CGRO es, junto con el telescopio espacial Hubble y el observatorio de rayos X Chandra (originalmente llamado AXAF), uno de los grandes observatorios espaciales que la NASA planeó durante los años setentas y ochentas. El cuarto -y último- de estos observatorios es el satélite infrarrojo STIRF (Space Telescope InfraRed Facility), aún en construcción.

El observatorio espacial CGRO lleva a bordo cuatro telescopios de rayos gamma diseñados con propósitos específicos. El telescopio BATSE, diseñado para monitorear todo el cielo en forma continua, detectó más de 2500 estallidos de rayos gamma (“gamma-ray bursts”), de los cuales se habían detectado 300 anteriormente. Los datos de BATSE mostraron que estos estallidos no se dan en nuestra galaxia -como se creía anteriormente- sino que se trata de objetos situados a enormes distancias, siendo los eventos mas violentos del Universo, explosiones que en un segundo liberan tanta energía como la que emite una estrella como el Sol a lo largo de miles de millones de años. El segundo de los instrumentos a bordo del CGRO, OSSE mostró que en el centro de nuestra galaxia se crea continuamente antimateria. Los datos del telescopio COMPTEL dieron lugar a mapas que muestran donde se producen en nuestra galaxia isótopos radioactivos de elementos como el aluminio o titanio. Por su carácter radioactivo, estas especies desaparecen en tiempos relativamente cortos, por lo que los mapas de COMPTEL nos dicen donde se han creado nuevos elementos en nuestra galaxia, ya sea en explosiones de supernova o en estrellas de alta masa. Finalmente, el telescopio EGRET observó todo el cielo en busca de fuentes de rayos gamma de alta energía, dejando como legado un catálogo con mas de doscienta setenta fuentes. EGRET descubrió que las galaxias activas son fuentes celestes de rayos, mostrando frecuentemente violentas ráfagas de emisión. Además confirmó que los pulsares, pequeñas estrellas en rápida rotación y con poderosos campos magnéticos, son fuentes de rayos gamma, mostrando que en algunas ocasiones esta se da sin emisión en radio (como en el caso del alguna vez enigmático objeto “Geminga”). Pero la mayor parte de las fuentes descubiertas por EGRET no han podido ser identificas, siendo su naturaleza un misterio que algunos astrónomos intentan descifrar en la actualidad.

Imagen obtenida por el instrumento EGRET

La decisión de dar por terminada la misión de CGRO se debió en buena medida a la falla de uno de sus tres giróscopos. Cuando fue puesto en órbita por el transbordador espacial, con sus 17 toneladas, el CGRO era el satélite astrofísico mas pesado. Este es uno de los factores que decidieron la suerte del CGRO. A pesar de que tres de los cuatro telescopios funcionan adecuadamente, los sistemas de propulsión del observatorio Compton no tienen suficiente combustible como para colocarlo en un órbita mas alta que la actual, a 500 kilómetros de altura. En esta órbita la débil, pero persistente, fricción que ejerce la atmósfera terminará por hacerlo entrar a la atmósfera. A diferencia de la mayor parte de los satélites, el Compton es demasiado pesado para quemarse por completo en la atmósfera y fragmentos del satélite alcanzaran el suelo. Los responsables de la NASA decidieron hacer que la entrada a la atmósfera se hiciera en forma controlada. Se dirigirá la nave hacia el pacífico Sur a unos cuatro mil kilómetros al Sureste de Hawaii. Mientras que la mayor parte del satélite se quemará, la mayor parte de los pedazos que lleguen al mar, cayendo dispersados en una zona de área un poco mayor a la del estado de Puebla, serán mas pequeños que un chicharo, excepto los de metales resistentes al calor -como el titanio- que podrían tener tamaños peligrosamente grandes. Por este motivo se decidió efectuar la maniobra de manera controlada y dirigida a una zona despoblada del Oceano Pacífico.

Así, en unos cuantos segundos las 17 toneladas del observatorio Compton se consumiran casi por completo, dando por terminada la década en que se abrió una de las últimas ventanas al Universo. No será antes del año 2005 cuando sea puesto en órbita GLAST, el próximo observatorio de rayos gamma.