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

El Observatorio Chandra de rayos-X o CXC por su acrónimo en inglés,¹ es un satélite artificial lanzado por la NASA el 23 de julio de 1999. Fue llamado así en honor del físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, uno de los fundadores de la astrofísica, quien determinó la masa límite a la que las enanas blancas se convierten en una estrella de neutrones. Además, Chandra significa “luna” en sánscrito.

El Observatorio Chandra es el tercero de los Grandes Observatorios de la NASA. El primero fue el Telescopio Espacial Hubble, el segundo fue el Observatorio de Rayos Gamma Compton, lanzado en 1991 y ya desintegrado, y el último fue el Telescopio Espacial Spitzer. Antes del lanzamiento el Observatorio Chandra era conocido como AXAF por las siglas en inglés de Advanced X-ray Astronomical Facility.

Como la atmósfera terrestre absorbe la mayoría de los rayos X, los telescopios convencionales no pueden detectarlos y para su estudio se hace necesario un telescopio espacial.

En 1976 Riccardo Giacconi y Harvey Tananbaum propusieron a la NASA la idea del Observatorio Chandra, empezando los trabajos preliminares en el Marshall Space Flight Center. Mientras tanto, en 1978, la NASA lanzó el primer telescopio espacial de rayos X, el Einstein (HEAO-2).

A pesar de ello el trabajo en el proyecto Chandra continuó adelante durante las décadas de 1980 y 1990, pero en 1992 se rediseñó la nave para reducir costes. Se eliminaron cuatro de los veinte espejos de los que iba a disponer el observatorio, y se le calculó una órbita elíptica con la que alcanzaría la tercera parte de la distancia a la luna. Esto eliminó la posibilidad de reparaciones desde el transbordador espacial, en caso de averías, pues en su posición más lejana (apogeo) está situado a 135.000 km de la Tierra, 200 veces más alto que el Hubble; y en la posición más cercana (perigeo) queda a 14.000 km sobre el nivel del mar.

Fue lanzado por el transbordador Columbia (STS-93) siendo la carga más pesada que había puesto nunca en órbita la lanzadera hasta el momento.

Chandra puede observar el cielo en rayos X con una resolución angular de 0,5 segundos de arco, mil veces más que el primer telescopio orbital de rayos X.

El Observatorio de rayos X Chandra lleva los siguientes instrumentos:

• Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS)
• High Resolution Camera (HRC)
• High Energy Transmission Grating Spectrometer (HETGS)
• Low Energy Transmission Grating Spectrometer (LETGS)

Entre otros objetos ha servido para el estudio de RCW 86, resto de la supernova SN 185.

Su espejo primario tiene 1,22 metros de diámetro. Al comienzo se proyectó con 20 espejos que, al final se quedaron en 4.

Su periodo orbital es de 64 horas 12 minutos.

En los 10 años que lleva operativo, el Chandra-X ha tenido una importante influencia en la astrofísica del siglo XXI.

Con su incomparable posibilidad de captar imágenes de muy alta resolución ha facilitado enormemente la investigación de los fenómenos espaciales, desde el estudio de los cometas hasta la solución de planteamientos cosmológicos.

Los nuevos descubrimientos astronómicos se van produciendo a un ritmo creciente, gracias a las imágenes de centenares de objetos celestes observados.

Se ha conseguido comprobar la geometría del espacio-tiempo alrededor de los agujeros negros, la existencia de materia oscura y la confirmación de la existencia de energía oscura.

Los Rayos X tienen longitudes de onda extremadamente cortas (entre 0,1 y 10 nanómetros), solamente son más cortas las longitudes de los mortíferos rayos gamma (0,01 nanómetro). Las longitudes de ondas visibles se distribuyen entre 380 y 780 nanómetros.

Chandra está diseñado para observar rayos X provenientes de regiones del universo altamente energéticas, tal como los restos de la explosión de una estrella. Las dos imágenes de los restos de una supernova en la Nebulosa del Cangrejo y su pulsar asociado, mostradas abajo, ilustran cómo una alta resolución puede revelar nuevos e importantes rasgos en los fenómenos espaciales conocidos.

La imagen de la izquierda proviene del Captador de Imágenes de Alta Resolución (High Resolution Imager) instalado en el satélite Rontgen (Rontgensatellite), cuyo acrónimo es Rosat, el observatorio con la mejor capacidad de obtención de imágenes antes del Chandra. La imagen de la derecha, tomada por el instrumento Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS), montado en el Chandra, tiene aproximadamente cincuenta veces mejor resolución que la imagen de la derecha. En la imagen tomada por el Chandra, nuevos detalles (anillos y chorros en la región que circunda al pulsar) proveen valiosa información para entender cómo este pulsar transmite energía a la nebulosa.

Nebolusa del Cangrejo – Chandra – Crédito: NASA/CXC/SAO

El Observatorio posee tres partes principales: (1) el telescopio de rayos-X, cuyos espejos enfocan los rayos-X desde los cuerpos estelares; (2) los instrumentos científicos, que registran los rayos-X en forma de imágenes que pueden ser analizadas posteriormente; y (3) la nave espacial, que provee el medio de soporte propicio para que el telescopio y los instrumentos puedan funcionar.

La inusual órbita del Chandra fue alcanzada, después del despliegue del satélite, gracias a un sistema de propulsión que posicionó al observatorio en una órbita alta alrededor de la Tierra. Esta órbita, que posee la forma de una elipse, hace que el satélite recorra una distancia equivalente a un tercio del camino a la Luna antes de aproximarse nuevamente a la Tierra. La menor distancia que el Chandra toma con respecto a la Tierra es de 16.000 kilómetros (9.942 millas). El tiempo necesario para completar esta órbita es de 64 horas y 18 minutos.

El 85% de la órbita del satélite queda situada más allá de los cinturones de partículas cargadas (los cinturones de Van Allen) que rodean a la Tierra. Entonces, sesiones de observación tan extensas como 55 horas son posibles; haciendo que el porcentaje útil de trabajo del Chandra sea mucho mayor que el obtenible en una órbita baja de unos pocos de cientos de kilómetros, como las usadas por la mayoría de los satélites.

Las organizaciones con mayor participación en el proyecto Chandra son las siguientes:

Coordinación y Gerenciamiento General del Programa:

Centro Espacial Marshall, dependiente de la NASA

Contratista Principal:

TRW (ahora NGST)- Construcción e Integración de Naves Espaciales

Subcontratistas Principales:

Raytheon Optical Systems – Maquinado y Pulido de Espejos

Optical Coating Laboratories, Inc. – Recubrimiento y Limpieza de Espejos

Eastman Kodak Corporation – Ensamblado de Espejos

Ball Aerospace and Technology Corp. – Módulo de Instrumentos Científicos

Instrumentos Científicos:

Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) – Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT) y Universidad Estatal de Penn

High Resolution Camera (HRC) – Observatorio Astrofísico Smithsonian (SAO)

High Energy Transmission Grating – MIT

Low Energy Transmission Grating – Instituto Holandés de Investigación Espacial y el Instituto Max Planck de Alemania.

Científicos del Telescopio:

Dr. Leon VanSpeybroeck, SAO

Equipo de Soporte de la Misión:

SAO

Centro de rayos-X Chandra:

SAO (con personal del MIT y NGST)

Soporte Científico

Centro de Control de Operaciones

El Centro de Rayos-X Chandra está localizado en Cambridge, Massachusetts, en el Observatorio Astrofísico Smithsonian y su personal está integrado por gente del SAO, el MIT y NGST. El Dr. Harvey Tananbaum es el director del Centro. El equipo de Soporte Científico (Science Support) es responsable del planeamiento de la misión y las operaciones científicas. El Centro de Control de Operaciones dirige el vuelo del satélite, ejecuta el plan de trabajo del observatorio, y recibe los datos científicos desde el observatorio.

Imagen de un pulsar desde el Chandra

Chandra comenzó una exploración de las turbulentas y calientes regiones del espacio con imágenes 25 veces más nítidas que las anteriores imágenes de rayos-X. El ejemplo de más abajo ilustra cómo Chandra permite a los astrónomos estudiar el proceso por el cual chorros de materia son ejectados desde agujeros negros supermasivos en las densas regiones centrales de las galaxias.

La increíble sensibilidad del Chandra puede hacer posible estudios más detallados de agujeros negros, supernovas y materia oscura, e incrementar nuestro entendimiento del origen, evolución, y destino del universo.

Cúmulo galáctico 3C438 fotografiado por el Chandra-X

El Observatorio de Rayos X Chandra (anteriormente conocido como AXAF) fue construido con objeto de hacer una búsqueda de alta resolución de la incidencia de rayos X, para realizar observaciones astrofísicas en el rango de energía desde 0,09 hasta 10,0 keV. Los objetivos científicos principales de la misión fueron determinar la naturaleza de los objetos celestes desde las estrellas normales a los cuásares, para comprender la naturaleza de los procesos físicos que tienen lugar en ellos y entre los objetos astronómicos, y estudiar en general, la historia y evolución del universo. Las observaciones se harán mediante los rayos X procedentes de regiones de alta energía, tales como los restos de supernovas, pulsares de rayos X, agujeros negros, estrellas de neutrones, y cúmulos galácticos calientes.

Alpha Magnetic Spectrometer

3 de junio de 1998: el transbordador Discovery espacio de carga visto desde el MIR (STS-91 fue el último vuelo del programa de traslado / MIR). AMS-01 es la pequeña caja cuadrada en la parte trasera. [Imágenes de la NASA / Roscosmos]

El AMS-01 volaría finalmente en 1998 durante la STS-91 Discovery, la última misión de un transbordador a la estación espacial rusa Mir.

A detail view of the AMS-01 module (center) mounted in the shuttle payload bay for the STS-91 mission.

Un prototipo del AMS designado AMS-01, una versión simplificada del detector, fue construido por el consorcio internacional bajo dirección de Ting y volado al espacio a bordo the Space Shuttle Discovery on STS-91 en junio de 1998. Al no detectar ninguna antihelium el AMS-01 estableció un límite máximo de 1.1 × 10−6 para el antihelium relación de flujo de helio [15] y demostró que el concepto de detector trabajó en el espacio. Esta misión de la lanzadera fue el último vuelo de transbordador a la Mir Space Station.

Detalle del AMS-01 (NASA).

En 1999, luego del vuelo exitoso del prototipo AMS-01, el costo total del programa AMS fue estimado en 33 millones de dólares, con el AMS-02 siendo enviado hacia la ISS en 2003.¹¹ Sin embargo, debido al accidente del transbordador espacial Columbia en 2003, y luego de un cierto número de problemas técnicos con la construcción del AMS-02, la estimación del costo del programa escaló hasta los 1.500 millones de dólares.¹²

El elevado costo del proyecto fue duramente criticado durante el período en el cual el vuelo para llevarlo al espacio había sido cancelado.⁵

El experimento AMS-01 fue construido alrededor de un imán cilíndrico permanente construido con 6.000 pequeños bloques de NdFeB. Ha sido el primer espectrómetro magnético grande jamás operado en el espacio.

Los subdetectores instalados en AMS-01 fueron: silicio del detector, para medir el signo de la carga y el impulso de las partículas cargadas del Tiempo de Vuelo, para medir la velocidad de las partículas cargadas y para proporcionar el gatillo del experimento Un sistema Anticounter, a las partículas que atraviesan el veto espectrómetro pero que cruzan las paredes de imán Un detector Cherenkov umbral, para separar una baja velocidad de las partículas de alta velocidad

Durante la misión de 10 días, el AMS-01 recoge cerca de 80 M de disparadores, que fueron analizados fuera de línea después del retorno a tierra. Los resultados del análisis de estos datos, donde publicados en una serie de artículos más citados, incluyendo un informe de Física:

1. The Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) on the International Space Station: Part I – results from the test flight on the space shuttle. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Physics Reports 366: 331–405, 2002. 74pp.
2. Search for anti-helium in cosmic rays. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 18pp. Phys.Lett.B 461:387-396, 1999.
3. Helium in near Earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Nov 2000. 10pp. Phys.Lett.B 494:193-202, 2000. 9pp.
4. Cosmic protons. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 8pp. Phys.Lett.B 490:27-35, 2000.
5. Leptons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 13pp. Phys.Lett.B 484:10-22, 2000, Erratum-ibid.B495:440, 2000.
6. Protons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 19pp. Phys.Lett.B 472:215-226, 2000.
7. A Study of cosmic ray secondaries induced by the Mir space station using AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Nucl.Instrum.Meth.B234:321-332, 2005.
8. Cosmic-ray positron fraction measurement from 1 to 30-GeV with AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Phys.Lett.B646:145-154, 2007.

El AMS-01 en la bodega del Discovery en 1998 (en la parte inferior) (NASA).

El detector AMS-01 se basa en un imán Ne-Fe-B permanente con una fuente de análisis de 0,15 m2 T que contiene 4 de los 6 capas del seguidor de silicio y los contadores de centelleo del sistema anticoincidence. Cada plano de seguimiento da una medida de 2 coordenadas (x, y) con una resolución de 30 (x) y 10 micras (y) y de deposición de energía, dando así el movimiento de la partícula y la carga

El gatillo está dada por el tiempo de sistema de vuelo (TOF), que además mide la velocidad de las partículas de desplazamiento y su carga. En combinación con las mediciones de seguimiento, esto permite la determinación de la masa de la partícula.

El detector se completa con un contador Cherenkov umbral, por debajo del imán, para mejorar la separación entre los electrones y los protones hasta 3,5 GV.

Explorador Espectroscópico en el Ultravioleta Lejano

Representación artística de FUSE

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 24 de junio de 1999

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 1400 Kg

Lanzamiento desde Cabo Cañaveral.

Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE, Explorador Espectroscópico en el Ultravioleta Lejano) fue un observatorio espacial de la NASA dedicado a la observación en la parte del espectro del ultravioleta lejano. Fue lanzado el 24 de junio de 1999 a bordo de un cohete Delta.

Con un peso total de 1400 kg, llevaba cuatro telescopios ultravioleta de 0,35 m de apertura, cada uno con un espectrógrafo ultravioleta de alta resolución. Los detectores cubrían la banda ultravioleta desde 912 angstroms (línea de ionización del hidrógeno) hasta 1187 angstroms. La banda fue elegida para medir la abundancia de deuterio en el Universo, para estudiar la absorción del helio en el medio interestelar, el gas caliente en el halo galáctico y el gas frío en las nubes moleculares.

El 12 de julio de 2007, el último volante de inercia de FUSE dejó de funcionar de manera irreversible, con lo que se perdió la capacidad de apuntado de la nave. El 6 de septiembre la NASA anunció el fin de la misión.

Satélite; País: EEUU; Nombre nativo: Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer

Además de los SMEX, los satélites científicos Explorer de la NASA de pequeño tamaño, la agencia puso en marcha un programa paralelo llamado MIDEX, representado por ingenios de mayor peso y coste, que necesitarían cohetes Delta-II para su lanzamiento.

El primer candidato elegido fue la misión Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), que consistiría en un observatorio astrofísico dedicado a trabajos espectroscópicos en el rango del ultravioleta lejano (de 90,5 a 119,5 nm, una región inobservable desde la superficie terrestre). Propuesta y liderada por la Johns Hopkins University, participarían en la misión la University of Colorado en Boulder, y la University of California en Berkeley. Canadá y Francia cooperaron a través de sus respectivas agencias espaciales. El proyecto fue supervisado por el Goddard Space Flight Center.

Entre los objetivos estarían el estudio del origen de algunos elementos creados durante el Big Bang, como el hidrógeno y el deuterio, así como la evolución de los objetos astronómicos, incluyendo los planetas, estrellas y galaxias. Sólo el observatorio espacial Copernicus había efectuado una labor semejante, tiempo atrás. Comparado con él, el FUSE sería sin embargo mucho más avanzado, desplegando una sensibilidad diez mil veces superior a la de su antecesor.

(Foto: NASA)

El vehículo sería construido por la compañía Orbital Sciences Corporation, que proporcionó su plataforma MidStar. Sobre ella se montó el instrumento principal, construido por el laboratorio APL de la Johns Hopkins University, y consistente en un telescopio para el ultravioleta lejano.

El diseño original del telescopio debía ser de tipo Wolter, pero finalmente sería dotado de cuatro espejos individuales de 39 por 35 cm, con forma parabólica ligeramente descentrada. Además del sistema óptico, se incluiría el espectrógrafo y la cámara de guía FES.

El satélite tenía un par de paneles solares desplegables y pesaba 1.334 Kg. Su altura máxima alcanzaba los 7,6 metros. Fue diseñado para una vida útil de unos 3 años, pero con una capacidad de unos 10 años.

El FUSE fue lanzado al espacio el 24 de junio de 1999, a bordo de un cohete Delta-7320-10, desde Cabo Cañaveral, en Florida. El vehículo fue colocado en una órbita de 769 por 753 Km, inclinada 25 grados respecto al ecuador.

Su operación fue muy exitosa, de modo que la NASA prolongó sus operaciones en varias ocasiones, una vez superada su vida útil mínima. El 12 de julio de 2007, sin embargo, el observatorio se quedó sin capacidad de apuntamiento fino, debido al fallo de su último giroscopio. El 6 de septiembre se anunció que la misión finalizaría en breve, y así ocurrió el 18 de octubre.

Su producción fue muy fecunda, con unos 3.000 cuerpos astronómicos observados. Un total de más de 400 artículos científicos utilizaron los datos proporcionados por el FUSE.

El explorador espectroscópico en el ultravioleta lejano (FUSE) fue un satélite de la NASA Astrofísica/telescopio cuyo propósito era explorar el Universo mediante la técnica de la espectroscopia de alta resolución en la región espectral del ultravioleta lejano. La Universidad Johns Hopkins (JHU) tuvo el papel principal en el desarrollo de la misión, en colaboración con la Universidad de Colorado en Boulder, la Universidad de California en Berkeley, los socios internacionales de la Agencia Espacial Canadiense (CSA) y la Agencia Espacial Francesa (CNES) y numerosos socios corporativos.

Profesor Warren Moos del Henry A. Rowland Departamento de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins fue el investigador principal. El satélite FUSE se puso en marcha el 24 de junio de 1999 y funcionó hasta el 18 de octubre de 2007. La misión fue operada por un grupo de científicos e ingenieros de un centro de control en el Centro de Bloomberg para la física y la construcción de la astronomía en el campus de Homewood de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland. La estación de tierra fusible primario se encuentra en la Unversidad de Puerto Rico Mayagüez. NASA / Goddard Space Flight Center proporciona supervisión de la gestión del proyecto. A partir de 2014, FUSE seguía siendo el más grande y compleja misión de la astrofísica que había sido operado de un entorno universitario. Después de su misión primaria de tres años, la NASA extendió operaciones FUSE varias veces para permitir el acceso continuo a la región espectral del ultravioleta lejano por la comunidad astronómica. Con los años, cientos de astrónomos de todo el mundo utilizan FUSE observó cerca de 3000 diferentes objetos astronómicos, por un total de más de 64 millones de segundos de tiempo de observación con éxito.

Al término de la misión, la presencia FUSE web se trasladó a su casa a largo plazo en el Archivo Mikulski para los telescopios espaciales (MAST), en el que el archivo de datos se mantiene así. Por favor, visite este sitio para obtener más información acerca de la historia del proyecto FUSE, los datos de la misión, el archivo de fotos, y mucho más:

Ultravioleta lejano explorador espectroscópico

El explorador espectroscópico en el ultravioleta lejano (FUSE), se puso en marcha 24 de junio de 1999, y fue dado de baja el 18 de octubre de 2007, tras el fracaso del sistema de apuntamiento del satélite. Los canadienses y franceses agencias espaciales estaban asociados con la NASA en el diseño y el funcionamiento de la Misión de fusibles. FUSE fue operado para la NASA por el Henry A. Rowland Departamento de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins .

Más de ocho años de operaciones, FUSE adquirió más de 6.000 observaciones de cerca de 3.000 objetivos astronómicos separadas. Todos los datos archivados ahora es público y ya no requiere el registro del usuario. Los astrónomos usaron FUSE observó una enorme gama de tipos de objetos, de los planetas y cometas en nuestro sistema solar a las estrellas calientes y fríos en nuestra Vía Láctea y galaxias cercanas, e incluso a las galaxias activas distantes y quásares. Sin embargo, la afirmación de bienes FUSE a la fama fue su capacidad para detectar y diagnosticar las condiciones físicas en las regiones tenues del espacio interestelar e intergaláctico, las regiones que se consideran a menudo estar vacía!

Para obtener más información, lea la Descripción General Misión o utilice el menú de la izquierda para navegar por el sitio.

Un grupo de astrónomos liderados por Jim Scott y Jeffrey Linsky, de la Universidad de Colorado, en Estados Unidos, están reportando que gracias a estudios realizados con el Telescopio Espacial FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) de la NASA, ha dado luz para resolver el dilema de que por qué el gas deuterio parece estar distribuido irregularmente en la Vía Láctea. La causa a esto estaría originada en la unión del mismo elemento a granos de polvo interestelar, cambiando la forma visible que es gaseosa, a una invisible que es la sólida. Recordemos que el deuterio, un gas más pesado que el hidrógeno, creado momentos después de la Big Bang, se ha encontrado en diferentes cantidades en nuestra galaxia, lo que podría cambiar radicalmente las teorías de la formación de estrellas y galaxias.

El estudiado del deuterio por parte del FUSE, se realizó a lo largo de 6 años, resolviendo un misterio de 35 años atrás, concernientes a la distribución del deuterio en la Vía Láctea. El resultado será publicado en la revista The Astrophysical Journal del 20 de agosto de 2006.

Las teorías anteriores creían que el Deuterio, un isótopo del Hidrogeno que contiene un protón y un neutrón, era quemado y se perdía para siempre durante la formación de estrellas, por lo cual, los científicos creían que la cantidad de Deuterio presente en el Universo estaba “pura” y servía como marca para la creación de estrellas y galaxias .Las mediciones de Deuterio en el Universo temprano mostraron concentraciones de aproximadamente 27 partes por millón de átomos de Hidrógeno, pero las mediciones de FUSE y el satélite Copérnico, también de la NASA, mostraron una distribución en forma de “parches” de este elemento en la Vía Láctea, con niveles bajos en ellos.

En 2003 el científico Bruce Draine, de la Universidad de Princeton, en Estados Unidos desarrolló un modelo que mostraba que el Deuterio, cuando comparado con el Hidrogeno, tendía a unirse a los granos de polvo interestelar.

Las observaciones del FUSE que detecta la huella espectral del Deuterio en luz ultravioleta, demostraron que su teoría era cierta. El científico Linsky menciona que “donde encontramos altas concentraciones de polvo interestelar dentro de nuestra galaxia, nosotros observamos bajas concentraciones de Deuterio con el FUSE”. El estudio concluye que la cantidad presente de Deuterio, hoy en día, es menor en un 15% a los valores encontrados en el Universo temprano.

Fecha de lanzamiento: 28 de abril de 1999

Vehículo de lanzamiento: Kosmos 3

Sitio de lanzamiento: Kapustin Yar

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa: 470 kg

NSSDC ID: 1999-022A

Inclinación: 48,4 grados

Período orbital: 94,7 minutos

Apoastro: 526,7 km

Periastro: 497,9 km

Equipamiento

Instrumentos principales: Siete telescopios Wolter de rayos X

ABRIXAS (acrónimo de A BRoad band Imaging X-ray All-sky Survey en inglés) fue un observatorio espacial alemán de rayos X lanzado el 28 de abril de 1999. Debido a un fallo en las baterías del satélite, el contacto se perdió a los tres días del lanzamiento.

ABRIXAS tenía la misión de realizar un estudio de todo el cielo en la banda energética entre 1 y 10 keV con una resolución de 30 segundos de arco. La carga científica fue desarrollada por MPE/Garching y el Instituto de Astrofísica de Potsdam, y consistía en un conjunto de siete telescopios Wolter de rayos X duros que compartían un detector CCD de 36 cm² (idéntico al CCD de la cámara EPIC del XMM-Newton). La misión habría complementado el estudio en rayos X de entre 0,1 y 2 keV hecho por el observatorio espacial ROSAT, y habría durado 3 años como mínimo.

Fue lanzado desde el cosmódromo de Kapustin Yar por un cohete Kosmos 3.

Referencias

• Wade, Mark (2008). «ABRIXAS» (en inglés). Consultado el 20 de agosto de 2008.

Enlaces externos

• ABRIXAS en Real Time Satellite Tracking

 

Wide Field Infrared Explorer

WIRE

Organización: NASA

Estado: Activo/fallido

Fecha de lanzamiento: 5 de marzo de 1999

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Inclinación: 97,5 grados

Periastro: 537 km

Wide Field Infrared Explorer ó WIRE es un observatorio espacial de la NASA dedicado a observar en el espectro infrarrojo. Fue lanzado el 5 de marzo de 1999 y forma parte del programa SMEX (Small Explorer Program).

Los objetivos de WIRE eran:

1. determinar qué fracción de la luminosidad del Universo a un desplazamiento al rojo de 0,5 y mayor era debido a galaxias con una gran tasa de nacimientos estelares
2. determinar si las protogalaxias luminosas son comunes a desplazamientos al rojo menores que 3
3. crear un catálogo mayor que el del observatorio IRAS
4. realizar un reconocimiento celeste con una sensibilidad 500 veces mayor que la del IRAS a 12 y 25 μm

La nave está estabilizada en los tres ejes, con una precisión de 2 minutos de arco en el apuntado. Los paneles solares generan una potencia de 170 vatios usando células solares de arseniuro de galio, que alimentan una batería de níquel–cadmio con una capacidad de 9 amperios-hora. El sistema de control utiliza un procesador 80386 con 99 MB de memoria. La transmisión de datos se realiza con un transpondedor de 5 vatios en banda S.

El instrumento principal es un telescopio Cassegrain de 30 cm de apertura con un límite de difracción de 25 μm, sin partes móviles. La óptica debería haber sido enfriada a 19 Kelvin y los detectores a 7,5 Kelvin mediante el uso de 3 kg de hidrógeno sólido.

El lanzamiento tuvo lugar sin problemas, pero después de la inserción en órbita la cobertura que protegía el hidrógeno sólido fue eyectada prematuramente, provocando la eyección de hidrógeno gaseoso, impartiendo impulso a la nave y haciendo que girase descontroladamente a una velocidad de hasta 60 rpm. El control de tierra consiguió controlar el giro de la nave una vez que el hidrógeno se hubo agotado, pero la misión científica ya no podía tener lugar al no quedar hidrógeno sólido con el que enfriar los instrumentos. Las operaciones se redirigieron al uso del seguidor de estrellas de la nave para realizar observaciones a largo plazo del brillo de algunas estrellas brillantes y hacer estudios de astrosismología.

• Wade, Mark (2008). «Wire» (en inglés). Consultado el 19 de enero de 2009.

• Página de WIRE

Este es el sitio web para el campo infrarrojo Explorador de la NASA ancha (WIRE) en el Centro de Análisis y Procesamiento Infrarrojo. El propósito principal de WIRE fue un estudio infrarrojo de cuatro meses del universo, centrándose específicamente en las galaxias de estallido estelar y protogalaxias luminosos. WIRE fue lanzado en marzo de 1999, pero fue incapaz de llevar a cabo su misión científica principal. Las operaciones del satélite fueron redirigidos a utilizar el rastreador de estrellas a bordo para la supervisión a largo plazo de las estrellas brillantes en apoyo de dos programas de ciencias separadas: astrosismología y de búsqueda de planetas. El programa astrosismología se pretende medir las oscilaciones de las estrellas cercanas para sondear su estructura. El programa de búsqueda de planetas buscado ocultaciones estelares de grandes cuerpos planetarios a medida que pasan a través de la línea de visión de alambre a su estrella objetivo. Con el tiempo, las operaciones WIRE fueron trasladados desde el Centro de Vuelo Espacial Goddard de Centro de Operaciones y control de satélites de Bowie State University.

Los primeros resultados astrosismología en la estrella gigante roja Alfa UMa están disponibles y se han publicado en la revista Astrophysical Journal Letters (2000 Abril 1, en vol 532, L133). Un compañero de papel teoría ha sido publicado en las Cartas Astrophysical Journal (2000 el 10 febrero vol 530, L45). Una lista completa de los objetivos observados hasta septiembre de 2000 y una bibliografía de artículos basados en los datos están disponibles en esta página .

Un análisis del desempeño WIRE ACS se presentó en la AAS/AIAA reunión de 2000 Mecánica de Vuelo. Un pre-impresión está disponible. El análisis en este documento demuestra el excelente comportamiento que apunta (1,6 segundos de arco apuntando estabilidad) de la nave espacial de WIRE.

A pesar de que el criógeno-hidrógeno sólido en el instrumento se agota rápidamente, las primeras horas de la misión demostraron que conjuntos de plano focal de WIRE alcanzan la temperatura de diseño en órbita de 6,5 K.

WIRE volvió a entrar en la atmósfera el 10 de mayo de 2011 a aproximadamente 07:00 GMT.

Esta foto, tomada 12 de febrero de 1997, muestra una vista lateral del criostato WIRE actualmente en el montaje en Lockheed Martin en Palo Alto, CA. La abertura se enfrenta hacia adelante a la derecha en la foto; la cúpula de popa de la segunda vapor enfrió escudo es a la izquierda. La dimensión larga del hardware de la foto es de aproximadamente 30 pulgadas. La línea de ventilación primaria sobresale a través de la parte superior izquierda de la cúpula de popa. El anillo visible en la parte derecha “hombro” del criostato es el anillo de aluminio que conecta el sistema.

Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS)

Organización: NASA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 5 de diciembre de 1998

Vehículo de lanzamiento: Pegasus XL

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 288 kg

NSSDC ID: 1998-071A

Inclinación: 69,9 grados

Período orbital: 96,8 minutos

Apoastro: 622,6 km

Periastro: 607,1 km

Submillimeter Wave Astronomy Satellite (Satélite Astronómico de Ondas Submilimétricas) o SWAS, también denominado Explorer 74, es un observatorio espacial para realizar observaciones en el rango de las microondas. Fue lanzado el 6 de diciembre de 1998 desde Point Arguello mediante un cohete Pegasus.

Objetivos

El objetivo principal de SWAS era realizar observaciones en el rango de 490 a 550 GHz para estudiar el enfriamento de los núcleos de nubes moleculares y estudiar los lugares de formación estelar de la Vía Láctea mediante la observación de las líneas características del oxígeno molecular y del agua.

Características

SWAS portaba un telescopio de 0,6 m de diámetro y un espectrómetro acusto-óptico.

El observatorio realizó observaciones hasta el 21 de julio de 2004, en que fue apagado. Fue reactivado en junio de 2005 durante tres meses para observar los efectos del impacto de la sonda Deep Impact con el cometa 9P/Tempel 1.

Referencias

Wade, Mark (2008). «SWAS» (en inglés). Consultado el 27 de junio de 2009.

• Esta obra proviene de la traducción de Submillimeter Wave Astronomy Satellite de Wikipedia en inglés, concretamente de esta versión, publicada por sus editores bajo la Licencia de documentación libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 3.0 Unported.

Enlaces externos

• SWAS en Real Time Satellite Tracking
• Página de SWAS

La onda submilimétrica satélite astronómico (SWAS) fue lanzado desde un vehículo Pegasus-XL en órbita terrestre baja. A (PYMEX) misión pequeño programa Explorador previsto inicialmente para dos años, SWAS hizo observaciones hasta el 21 de julio de 2004. El objetivo de la misión era obtener una mayor comprensión de la formación de estrellas mediante la determinación de la composición de las nubes interestelares y establecer los medios a través lo que estas nubes se enfrían a medida que colapsan para formar estrellas y planetas.

SWAS era un radiotelescopio completo en el espacio. Tenía un 55 x 71 cm, la elíptica telescopio fuera del eje Cassegrain con un ancho de haz de 4 minutos de arco en sus frecuencias de funcionamiento. Los radiómetros submilimétricas eran un par de refrigeración pasiva receptores de diodos Schottky subarmónicos, con figuras de ruido del receptor de 2500-3000 K. Las salidas de los dos receptores SWAS se combinaron para formar una frecuencia intermedia final, que se extiende desde 1.4 a 2.8 gigahertz.

Aspectos destacados de la ciencia

Después de más de seis años de observaciones científicas, SWAS alcanzó y superó sus objetivos científicos originales. Se hizo mapas detallados 1 grado x 1 grados de muchos núcleos de nubes moleculares gigantes y oscuras. Se observó la atmósfera de Marte, Júpiter, Saturno y varios cometas. Otros descubrimientos SWAS incluyen:

• El agua, un componente clave para la vida, es prevalente en todo el espacio. Se ha detectado agua en casi todos nube de polvo en el espacio observado. Altas cantidades de agua se encuentran en el gas caliente, mientras que cantidades muy bajas de agua se observaron en gas denso frío.
• Siempre que las mediciones más precisas de vapor de agua en las nubes interestelares y estableció los límites más estrictos sobre la cantidad máxima de oxígeno molecular que podría estar en estas nubes.
• Un enjambre de cometas fueron descubiertos evaporando alrededor de una estrella gigante roja de envejecimiento.
• En junio de 2005, la nave espacial fue reactivado por un período de 3 meses después de un año de funcionamiento stand-by. SWAS observó los efectos de la colisión de la sonda Deep Impact con el cometa P / Tempel 1. Las mediciones indicaron que el cometa estaba expulsando alrededor de 730 libras de agua por segundo.

Última actualización: June 3, el año 2015

Historia

La misión de onda submilimétrica satélite astronómico fue aprobada el 1 de abril de 1989. El proyecto se inició con la fase de definición de la misión, comenzando oficialmente el 29 de septiembre de 1989, y hasta el 31 de enero de 1992. Durante este tiempo, la misión se sometió a un diseño conceptual opinión el 8 de junio de 1990, y una demostración de los receptores de Schottky y concepto espectrómetro acústico-óptico se realizó el 8 de noviembre de 1991. ^[10]

Fase de desarrollo de la misión se desarrolló entre febrero de 1992 hasta mayo de 1996. El telescopio de onda submilimétrica se sometió a una revisión del diseño preliminar el 13 de mayo de 1992, y una revisión crítica del diseño el 23 de febrero de 1993. Ball Aerospace fue responsable de la construcción de la integración y de la componentes en el telescopio. La Universidad de Colonia entregado el espectrómetro óptico-acústico de la bola para la integración en el telescopio el 2 de diciembre de 1993, mientras que Millitech Corporación entregó los receptores de Schottky de la bola, el 20 de junio de 1994. Bola entregó el telescopio acabado a Goddard Space Flight Center de diciembre 20, 1994. Goddard, que fue responsable de la construcción de la nave espacial de autobuses, llevaron a cabo la integración de la nave espacial y el instrumento de enero a marzo de 1995. las naves espaciales cualificación y las pruebas se llevaron a cabo entre el 1 de abril de 1995 y el 15 de diciembre de 1995. Después de esto, SWAS se colocó en el almacenamiento hasta el 1 de septiembre de 1998, cuando se inició la preparación del lanzamiento. ^[10]

La nave espacial fue entregado a Orbital Sciences Corporation en Vandenberg Air Force Base el 2 de noviembre de 1998, para la integración en su Pegasus XL cohete. ^[10] lanzamiento se produjo el 6 de diciembre de 1998, a las 00:57 UTC, desde Orbital Sciences ‘ Stargazer L -1011 TriStar nodriza. ^{[4] [11]} Su órbita inicial era casi circular 638 × 651 kilometros (396 × 405 millas) con una inclinación de 69,9 grados. ^[4]

SWAS fue originalmente programado para ser lanzado en junio de 1995, pero se retrasó debido a back-to-back fallos de lanzamiento del cohete Pegasus XL en junio de 1994 y junio de 1995. Una oportunidad de lanzamiento en enero de 1997 fue cancelada de nuevo debido a un fallo en el lanzamiento Pegasus XL en noviembre de 1996. ^[12]

La fase de puesta en marcha de la misión duró hasta el 19 de diciembre de 1998, cuando el telescopio comenzó a producir datos de las ciencias útiles. ^[13] La misión SWAS tenido una duración prevista de dos años y un presupuesto de US $ 60 millones, ^{[12] [14]} pero las extensiones de misión permitió durante cinco años y medio de operaciones científicas continuas. Durante este tiempo, se tomaron datos sobre más de 200 objetos astronómicos. ^[10] Se tomó la decisión de poner fin a las operaciones de la ciencia y la nave espacial el 21 de julio de 2004, momento en el cual se colocó la nave espacial en hibernación. ^[3]

Para apoyar la Deep Impact misión en el cometa 9P / Tempel , SWAS fue sacado de la hibernación, el 1 de junio de 2005. Vehículo de salida se completó el 5 de junio, sin degradación perceptible de equipos que se encuentran. SWAS observaciones del cometa se centró en la producción de agua isotópica tanto antes como después del impactador Deep Impact golpeó el núcleo del cometa el 4 de julio Mientras que se encontró la salida del agua a variar de forma natural por más de un factor de tres durante la campaña de observación, los datos SWAS mostraron que no había ninguna liberación excesiva de agua debido a la evento de impacto. Después de tres meses de observación, SWAS se colocó de nuevo en hibernación, el 1 de septiembre de 2005. ^[1]

A partir de 2015 , SWAS permanece en órbita terrestre en stand-by.

Cassini-Huygens es un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI. Se trata de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo es estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, comúnmente llamados lunas. La nave espacial consta de dos elementos principales: la nave Cassini y la sonda Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 con un cohete Titan IV Centaur y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a su superficie para recoger información científica. Se trata de la primera nave que orbita Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visita.

Concepción artística de la sonda Cassini en su maniobra de inserción en órbita alrededor de Saturno.

Los principales objetivos de la nave Cassini son:

1. Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno
2. Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto
3. Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto
4. Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera
5. Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno
6. Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán
7. Realizar la cartografía detallada de la superficie de Titán

La nave Cassini-Huygens despegó el 15 de octubre de 1997 de la estación de Cabo Cañaveral por medio de un cohete Titan IV/B de dos etapas.

La misión se compone de la nave Cassini y de la sonda Huygens. Está previsto que el orbitador Cassini sobrevuele Saturno y sus lunas durante 4 años, y que la sonda Huygens penetre en la atmósfera de Titán y aterrice en su superficie. La misión Cassini-Huygens es fruto de la colaboración entre tres agencias espaciales. Diecisiete países han contribuido a su desarrollo. El orbitador Cassini fue construido por la NASA/JPL. La sonda Huygens la realizó la ESA, mientras que la Agencia Espacial Italiana se encargó de proporcionar la antena de comunicación de alta ganancia de la Cassini.

Lanzamiento de la misión Cassini-Huygens.

El coste total de la misión es de 3260 millones de dólares, de los cuales EEUU aportó 2.600 millones, la Agencia Espacial Europea 500 millones y la Agencia Espacial Italiana 160 millones.

Descubrimientos

Júpiter

El 30 de diciembre de 2000 Cassini llegó al punto en que estaría más próxima a Júpiter. La nave obtuvo 26 000 imágenes y aportó información de ondas, movimientos de nubes y anillos del gigantesco planeta. Los resultados de la investigación se dieron en marzo de 2003.

Teoría de la Relatividad

La Teoría de la Relatividad de Albert Einstein fue ratificada en 2003 por los científicos que estudiaron fotografías y otra información de la sonda Cassini.

Lunas

Tras descubrir los primeros días de junio de 2004 dos nuevos satélites de Saturno, Metone y Palene, Cassini sobrevoló la luna Febe (Phoebe) el día 11 del mismo mes. Febe orbita Saturno en dirección contraria al resto de satélites. Parece ser que la luna podría tener agua bajo su superficie.

Ensamblaje de la nave Cassini

Imágenes de los anillos y Titán

Tras penetrar en la influencia de Saturno, la sonda obtuvo las primeras imágenes de los anillos del planeta y de su luna más grande, Titán.

Órbita a Saturno

El 28 de junio de 2004 la sonda comenzó a investigar la rotación del planeta y el 1 de julio de ese mismo año se convirtió en el primer vehículo en orbitar el lejano mundo y acercarse a sus anillos (más adelante se descubriría un nuevo anillo).

Vuelos sobre Titán y fotografías de Mimas

El 2 de julio de 2004 Cassini se encontró con Titán y obtuvo más imágenes que servirían para demostrar la existencia de metano en el satélite. En agosto obtuvo fotografías de otro satélite, Mimas. En octubre de ese año comenzarían las 45 pasadas sobre Titán que aportarían imágenes sobre la superficie del satélite.

Desprendimiento de Huygens

Cassini se separó el 25 de diciembre de 2004 de la sonda Huygens y ésta entró en la atmósfera de Titán el 14 de enero de 2005.

Encélado

Durante estas primeras pasadas de 2005 se detectó al encontrarse Cassini con la luna Encélado que esta tenía un débil campo electromagnético y una significativa atmósfera.

Los anillos

El 1 de mayo de 2005 Cassini detectó una nueva luna entre los anillos que por ese periodo comenzó a investigar exhaustivamente, volando tras ellos y detectando en estos iones de oxígeno (una sorpresa). La luna genera ondas como efecto gravitacional en los anillos.

Superficie de Encélado

Tras descubrir en el último periodo de 2005 actividad volcánica (que sólo tiene Ío, la Tierra y quizá Tritón) Cassini hizo un nuevo descubrimiento en marzo de 2006. En Encélado hay grandes cantidades de agua (posiblemente helada) que es expulsada a la atmósfera de forma parecida a un géiser.

Diseño de la nave

La nave Cassini es la nave más sencilla pero más grande jamás construida. Únicamente las dos naves del proyecto Phobos enviadas a Marte por la Unión Soviética eran más pesadas. Contiene 1630 circuitos interconectados, 22 000 conexiones por cable, y más de 14 kilómetros de cableado. Su cuerpo principal consistía en un cilindro y un decágono como estructura principal. La nave mide más de 6,8 metros de longitud y más de 4 metros de diámetro. En la parte superior se montó una gran antena parabólica de 4 metros de diámetro. La nave tiene 3 módulos: Un módulo de equipamiento menor, que contiene los equipos electrónicos, un módulo de propulsión que contiene los sistemas de propulsión y un módulo de equipamiento inferior que contiene los RTG, las ruedas de reacción, motores, etc. En un lado del cilindro lleva los instrumentos ópticos, el magnetómetro montado en un brazo de 11 m, y otros instrumentos científicos. La masa de la nave es de 3867 kg, de los cuales 2125 kg es de propelente y de los instrumentos 687 kg. La electricidad es obtenida por 3 generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), cada uno usa 10,9 kg de plutonio 238, que convierte el calor en electricidad. Cada uno generaba 300 vatios de electricidad a una tensión de 30 Voltios. Los RTG alimentan todos los equipamientos de la nave de manera continua. Tras 11 años la electricidad se reducirá a 210 vatios. El cableado en la nave es para interconexiones de uno a otros equipos y transferencias, y sólo transfieren señales eléctricas.

Los mecanismos dan apoyo mecánico, y alinean los equipamientos. Se usan dispositivos para la separación de la nave en el vehículo de lanzamiento, el despliegue del brazo del magnetómetro, los motores para hacer girar las ruedas de reacción, la regulación de las persianas, y las unidades de calentadores de radioisótopos. El control de temperatura es necesario para mantener caliente la nave. Se usa: La antena de alta ganancia como sombra durante el vuelo en las cercanías al Sol. Las mantas térmicas aislantes absorben calor a la nave para mantenerla caliente y esta envuelto en toda la nave. Las persianas, montadas en el decágono son para regular la temperatura interna de la electrónica. Cada instrumento tiene un calentador. También se usan los calentadores eléctricos, y calentadores de radioisótopos (RHU) y el calor de los RTG para irradiar más calor. La actitud es determinada por un sistema AACS. La nave está estabilizada en los 3 ejes. Se usa una unidad de referencia inercial (IRU), integrado de giroscopios de estado sólido. La unidad de referencia estelar usa cámaras de navegación con un mapa de 5000 estrellas. Las ruedas de reacción son para mantener la postura de la nave.

La propulsión se usa para mantener la posición de la nave, la inserción orbital, correcciones, y la postura de la nave. Para ello se usan 2 motores principales, uno primario y el otro como repuesto si el primero falla, los dos dan un empuje de 445 N. También se usan 16 motores de 0,5 N, montados en 4 grupos de 4, para la postura y correcciones. En el cilindro se montaron 2 tanques, uno con tetróxido de nitrógeno y otro de monometil-hidracina. Además de varios componentes de propulsión como válvulas, filtros, etc., este sistema incluye también un único tanque de helio gaseoso para presionar los motores y el combustible, además de un tanque de hidracina para los pequeños motores. Las telecomunicaciones se hacían en banda X con una frecuencia de 8,4 GHz. Los componentes de este sistema son un tubo amplificador de onda de 20 W para amplificar la señal, dos transpondedores de espacio profundo que reciben y transmiten, y el oscilador ultraestable. Las telecomunicaciones usaban una antena parabólica de alta ganancia con 4 metros de diámetro y dos antenas de baja ganancia para comunicaciones auxiliares. La velocidad de envío de datos varía de 5 b/S ó 249 kb/s. La señal de la nave tardaría de 68 a 84 minutos a la Tierra o a la nave en la órbita de Saturno.

La nave procesa comandos usando un subsistema de comandos y gestión de datos para las actividades de la nave y sus instrumentos; este sistema es el cerebro de la nave porque es controlada. Los datos son almacenados en dos grabadoras de estado sólido, en él se almacenan los datos de la nave y de ciencia para su posterior transmisión a la Tierra periódicamente, y además almacenan programas. Una vez enviados son borrados para almacenar nuevos datos. Las 2 grabadoras tienen capacidad de 2 Gb, y son protegidos por la radiación a través de una cubierta de aluminio. La electrónica lleva todos los equipos electrónicos, montados en doce compartimientos controlados y protegidos de la radiación.

Cuando la nave Cassini llegue a Saturno, estará a una distancia de entre 8,2 y 10,2 unidades astronómicas de la Tierra. Por esta razón, las señales que nos envíe o que se le manden desde la Tierra tardarán entre 68 y 84 minutos en alcanzar su destino. En la práctica, esto significa que los controladores en tierra no podrán operar en tiempo real con la nave, ya sea para operaciones cotidianas o en caso de una avería inesperada.

Instrumentación

La instrumentación de la Cassini consiste en: un RADAR, una cámara CCD, un espectrómetro de luz visible e infrarroja, un espectrómetro compuesto infrarrojo, un analizador de polvo cósmico, un experimento de ondas de radio y plasma, un espectrómetro de plasma, un espectrógrafo ultravioleta, un analizador de imágenes magnetosféricas, un magnetómetro, un espectrómetro de masa. A esto hay que añadir una serie de antenas, unas para comunicaciones con la Tierra y otras para realizar mediciones científicas.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Este instrumento mide la energía y carga eléctrica de partículas como electrones y protones que pueda encontrar. El espectrómetro medirá las moléculas que se originan en la ionosfera de Saturno y determinará la configuración de su campo magnético. También analizará el plasma de estas áreas así como el viento solar en la magnetosfera de Saturno.¹

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

El analizador de polvo cósmico determina el tamaño, velocidad y dirección de partículas de polvo cerca de Saturno. Algunas de ellas orbitan Saturno, mientras que otras podrían proceder de otros sistemas solares.²

Descenso de Huygens sobre Titán. Cortesía ESA.

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Este espectrómetro mide la luz infrarroja procedente de un objeto (como la atmósfera o la superficie de un planeta) para conocer mejor su temperatura y composición. Este instrumento creará un mapa tridimensional de Saturno para determinar las diferencias de temperatura y presión en diferentes altitudes, entre otras cosas.³

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Es el encargado de medir las partículas con carga ( protones e iones pesados) y partículas neutras (como los átomos) cercanas a Saturno y Titán para conocer mejor sus atmósferas.⁴

Imaging Science Subsystem (ISS)

El llamado Subsistema de Imágenes es el que se encarga de capturar imágenes en el espectro de luz visible, y mediante el uso de filtros también en el ultravioleta y en el infrarrojo. Incorpora dos cámaras: una de gran campo y otra de campo estrecho, ambas de tipo CCD y con una matriz cuadrada de 1.024*1.024 píxeles.⁵

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Este magnetómetro mide la intensidad y la dirección del campo magnético de Saturno. Este campo magnético está generado en parte por el núcleo extremadamente caliente de Saturno, y medirlo nos permitirá saber más sobre sus características.⁶

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Este instrumento proporcionará imágenes y otros datos sobre las partículas atrapadas en el gigantesco campo magnético de Saturno.⁷

El polo norte de Saturno visto por la Cassini en 2013 (NASA/JPL).

Radio Detection and Ranging Instrument (RADAR)

Este radar nos permitirá crear mapas de la superficie de Titán y de sus elevaciones y depresiones (montañas, cañones) mediante el uso de ondas de radio, que pueden atravesar la densa atmósfera de Titán. Además, captará las señales de radio que procedan de Saturno o sus lunas.⁸

Radio and Plasma Wave Science instrument (RPWS)

Además de las ondas de radio, este instrumento medirá los campos magnético y eléctrico del medio interplanetario y en las magnetosferas de los planetas. También determinarán la densidad de electrones y la temperatura en Titán y en algunas regiones de Saturno.⁹

Radio Science Subsystem (RSS)

Básicamente utiliza los radiotelescopios situados en la Tierra para observar cómo cambian las señales emitidas por la nave al atravesar objetos como la atmósfera de Titán, los anillos de Saturno, o incluso desde detrás del Sol.¹⁰

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

El espectrógrafo ultravioleta es un instrumento que captura imágenes de la luz ultravioleta que refleja un objeto, como las nubes de Saturno o sus anillos, y servirá para aprender más sobre su estructura y composición.¹¹

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Compuesto por dos cámaras, este instrumento capta con una de ellas la luz visible, y con la otra la luz infrarroja. De este modo se pueden recoger detalles nuevos sobre la superficie de Saturno y sus satélites: su composición, la de sus atmósferas y anillos.¹²

La polémica sobre el uso de energía nuclear

Debido a la gran distancia entre Saturno y el Sol, los paneles solares se mostraron insuficientes para proveer de electricidad a la nave al llegar a su destino. Para conseguirlo deberían haber sido demasiado grandes y pesados. Así, Cassini se alimenta de tres RTG (generadores termoeléctricos de radioisótopos), que generan electricidad a partir de la descomposición natural del plutonio. Al final de su periodo de servicio (once años) aún serán capaces de generar 628 vatios de energía. Esto ha generado las protestas de grupos de defensa del medio ambiente, algunos físicos (el más notable Michio Kaku) e incluso antiguos miembros de la NASA, a pesar de las afirmaciones por parte de la Agencia Espacial Norteamericana de que el riesgo de accidente nuclear era muy bajo.

La sonda Huygens

Artículo principal: Sonda Huygens

La sonda Huygens, fabricada por la Agencia Espacial Europea y llamada así por el astrónomo holandés del siglo XVII Christiaan Huygens, estaba preparada para analizar la atmósfera y superficie de Titán, la mayor de las lunas de Saturno, atravesando la atmósfera de Titán y descendiendo en paracaídas sobre su superficie, donde depositó un laboratorio científico que se encargará de realizar diversos análisis y de mandar dicha información a la nave Cassini, que a su vez la reenviará a la Tierra. La sonda se separó de la Cassini el día 25 de diciembre de 2004 y llegó a Titán el día 14 de enero de 2005, cumpliendo prácticamente con éxito su misión y convirtiéndose no sólo en la primera sonda que aterriza en un satélite que no sea la luna terrestre sino también en la primera en hacerlo en un mundo del Sistema Solar exterior [20].

Sonda de descenso de Huygens (ESA).

Instrumentación

La sonda Huygens contiene seis complejos instrumentos a bordo que proporcionarán una amplia variedad de datos a los científicos tras su descenso en la atmósfera de Titán. Estos instrumentos son:

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Este instrumento contiene una serie de sensores que medirán las propiedades físicas y eléctricas de la atmósfera de Titán. El acelerómetro permitirá medir la densidad de la atmósfera de Titán y las corrientes de aire. Los sensores de temperatura y presión determinarán las propiedades térmicas de la atmósfera. El HASI también contiene un micrófono, que grabará sonidos durante el descenso y el aterrizaje de la sonda.

Doppler Wind Experiment (DWE)

Este experimento usa un oscilador ultrasensible para mejorar la comunicación con la sonda, dotándola de una señal muy estable. Los vaivenes producidos por los vientos de la atmósfera se podrán entonces medir para sacar conclusiones acerca de sus características.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Los detectores de imágenes y de espectros de este instrumento realizarán diversas mediciones sobre la radiación y el tamaño y densidad de las partículas en suspensión. Las imágenes, en el espectro de la luz visible e infrarroja, crearán un mosaico que permitirá reconstruir la zona de aterrizaje y sus alrededores.

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

Este instrumento es un versátil analizador químico de gas, diseñado para identificar y medir sustancias químicas en la atmósfera de Titán. Está equipado con dos módulos para toma de muestras que se llenarán a gran altitud para un posterior análisis. El espectrómetro de masas construirá un modelo de la masa molecular de cada gas, mientras que el cromatógrafo de gases llevará a cabo un estudio más detallado de las muestras de isótopos y moléculas. Poco antes del aterrizaje se calentará el instrumento, a fin de que en contacto con la superficie se evaporen los materiales que la componen y se puedan analizar mejor.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Este experimento captará partículas de la atmósfera en el interior de un horno, que calentará las muestras atrapadas y, mediante un proceso de pirólisis, descompondrá los materiales orgánicos volatilizados para estudiarlos.

Surface-Science Package (SSP)

El SSP contiene varios sensores diseñados para determinar las propiedades físicas de la superficie de Titán en el punto de impacto. Un sónar vigilará durante los últimos 100 metros la distancia a la superficie, midiendo la velocidad de descenso y la rugosidad del suelo.

Subfases de la misión primaria

Además de ser uno de los principales objetivos de su misión, Titán, mediante su gravedad, se encarga de ayudar a cambiar la órbita de la sonda permitiéndole así realizar los distintos estudios para los que fue preparada. Esta es la razón de que las subfases que se detallan a continuación empiecen y acaben con un sobrevuelo de Titán, salvo dónde se especifique lo contrario.

1. Entrada en órbita alrededor de Saturno y lanzamiento de la sonda Huygens. Esta secuencia abarcó desde el día 1 de julio de 2004 -día en el que la sonda se situó en órbita alrededor de Saturno- hasta el día 15 de febrero de 2005. Durante ella, la sonda realizó tres órbitas alrededor de Saturno y cuatro sobrevuelos a Titán -incluyendo el correspondiente para recoger los datos enviados desde Titán por la sonda Huygens- además de uno de Jápeto. Además de la entrada en órbita alrededor de Saturno de la sonda Cassini, el principal hecho de esta parte de la misión fue el descenso de la sonda Huygens a Titán.
2. Secuencia de ocultación. Duró desde el día 15 de febrero de 2005 hasta el día 7 de septiembre de 2005. En ella la sonda realizó 11 órbitas alrededor de Saturno, llegando a tener éstas cierta inclinación respecto al ecuador del planeta. En esta parte de la misión, se aprovechó el hecho de que Cassini podía ver cómo el Sol y la Tierra eran ocultados por los anillos del planeta para estudiar la estructura y evolución de estos últimos. También se realizaron cuatro nuevos sobrevuelos de Titán, y tres de Encélado.
3. Secuencia de estudio de la magnetocola. Esta parte de la misión duró desde el día 7 de septiembre de 2005 hasta el día 22 de julio de 2006. Cassini realizó durante esos 10 meses y medio 12 órbitas alrededor de Saturno. En su transcurso, la órbita de la nave fue cambiando hasta situarse primero en el plano ecuatorial de Saturno y luego en el lado nocturno del planeta, para estudiar su magnetocola y durante ella Cassini, además de realizar un sobrevuelo de cada una de casi todas las principales lunas de Saturno -excepto Japeto y Febe-, realizó nueve sobrevuelos de Titán.
4. Transferencia de 180º. Empezó el día 22 de julio de 2006 y acabó el 30 de junio de 2007. Durante ella, la sonda ha utilizado la gravedad de Titán para primero cambiar su órbita hasta situarse prácticamente perpendicular al ecuador de Saturno, pudiendo así estudiar sus anillos y sus regiones polares desde “arriba” y luego devolverla al plano ecuatorial de éste, y también para progresivamente situarse de nuevo en el lado diurno del planeta. Se realizaron en total diecisiete sobrevuelos de Titán, siendo la parte de la misión en la que la mayor luna de Saturno fue más veces estudiada de cerca. Asimismo a mediados de septiembre de 2006, la órbita de Cassini la llevó a un punto en el que el Sol sería ocultado durante varias horas por Saturno, algo que probablemente no se repetirá en el resto de la misión. Durante esas horas se realizaron estudios intensivos de los anillos y se tomaron numerosas imágenes del planeta y de éstos, pudiéndose ver en una de ellas la Tierra próxima a los anillos.
5. Subfase de estudio de lunas heladas. Duró desde el día 30 de junio de 2007 hasta el 31 de agosto del mismo año y la sonda orbitó Saturno apenas un par de veces. Esta parte de la misión se caracteriza por estar la nave en el plano del ecuador de Saturno, habiendo varios encuentros relativamente cercanos con las lunas heladas de Saturno, además de dos sobrevuelos de Titán.
6. Secuencia de alta inclinación. Abarcó desde el día 31 de agosto de 2007 hasta el día 30 de junio de 2008, final de la misión primaria. Cassini realizó veinticinco órbitas alrededor del planeta anillado en las cuales de nuevo su órbita estuvo fuertemente inclinada respecto a su ecuador, pudiendo estudiarse así de nuevo sus anillos y sus regiones polares. También se realizaron un sobrevuelo de Encélado, uno de Japeto, y nueve sobrevuelos de Titán.

Prórrogas de la misión y posibles finales de ésta

Finalmente, en abril de 2008 la NASA ha decidido prorrogar la misión Cassini al menos un par de años más, ¹³ habiéndose conocido esta prórroga cómo Misión del Equinoccio, ya que durante ella tendrá lugar el equinoccio en Saturno. ¹⁴ Durante esos dos años, Cassini va a realizar sesenta nuevas órbitas alrededor del planeta anillado, veintiséis sobrevuelos de Titán, siete de Encélado, uno de Dione, uno de Rhea, y otro de Helena. Esta misión extendida se divide en cinco fases: alta inclinación, transferencia de 180 grados, observación del equinoccio, lunas heladas y ocultaciones de asa a asa, y observaciones del polo Norte de Titán.¹⁵

Se propuso también prorrogar la misión hasta el año 2017, fecha del próximo solsticio en Saturno,¹⁶ lo cual ha sido finalmente aprobado por NASA.¹⁷ Dicha nueva prórroga de la misión ha sido bautizada cómo Misión del Solsticio.

Se han barajado diversas opciones para el destino final de la sonda Cassini que incluyen hacerla impactar contra Saturno como ocurrió con la sonda Galileo una vez acabada su misión en Júpiter, no en principio factible, ya que, si se hace en una trayectoria a través del plano ecuatorial del planeta, la presencia de los anillos hace probable la colisión con las partículas que los componen, perdiéndose así el control de la nave-, estrellarla contra cualquiera de las lunas de Saturno (descartado, debido al calor generado en la colisión y por sus reactores nucleares, el cual podría perturbar posibles formas de vida -particularmente en los casos de Titán y Encélado-), situarla en una “órbita de aparcamiento” en la que no exista riesgo de colisión con ninguna otra luna, sacarla del sistema de Saturno mediante sobrevuelos de Titán para acabar estrellándola en Júpiter o en Mercurio, e incluso expulsarla del Sistema Solar.¹⁸ Sin embargo la opción que se ha tomado, y que ha recibido el apoyo de una buena cantidad de científicos de la misión, es enviar a Cassini en una órbita de muy alta excentricidad que la llevará entre la atmósfera del planeta y el anillo D, a través de un hueco de 3800 kilómetros que hay entre ambos y en la que tras realizar 20 de esas órbitas será precipitada contra Saturno, ardiendo en su atmósfera el día 15 de septiembre de 2017, evitando así los riesgos de contaminación biológica mencionados, siendo éste el destino final de Cassini y el fin último de la misión.^{19 20 21}

^{http://danielmarin.naukas.com/2014/07/01/cronicas-desde-el-gigante-anillado-diez-anos-de-la-cassini-en-saturno/}

Información general

Organización: NASA

Fabricante: Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins

masa de lanzamiento: 757 kilogramos (1.669 lb)

Poder: 444 W End-of-Life (5 años)

Fecha de lanzamiento: 25 de 08 de 1997, 14:39:00 UTC

Vehículo de lanzamiento: Delta II 7920-8

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-17A

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 596 kg

NSSDC ID: 1997-045A

Tipo de órbita: Alrededor del punto Lagrange L1

Semieje mayor: 148,100,000 kilómetros (92.000.000 millas)

Excentricidad: ~ 0,017

Perigeo: 145,700,000 90,500,000 kilómetros (millas)

Apogeo: 150,550,000 93,550,000 kilómetros (millas)

Inclinación: ~ 0 °

Instrumentación

• Cosmic Ray Isotope Spectrometer (CRIS): Estudia y determina la composición isotópica de los rayos cósmicos en un intento de esclarecer su origen
• ACE Real Time Solar Wind (RTSW)
• Solar Wind Ion Mass Spectrometer (SWIMS) y Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS): Estos dos instrumentos son espectrómetros de masas cada uno destinado para diferentes medidas. Analizan la composición química e isotópica del viento solar y la materia interestelar.
• Ultra-Low Energy Isotope Spectrometer (ULEIS): Este instrumento mide el flujo de iones en el rango del helio hasta el níquel para determinar las características de las partículas energéticas solares y el mecanismo por el cual las mismas se cargan por el sol.
• Solar Energetic Particle Ionic Change analyzer (SEPICA)
• Solar Isotope Spectrometer (SIS)
• Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor (SWEPAM)
• Magnetometer (MAG)

Historia

La misión fue concebida en un encuentro el 19 de junio de 1983 en la Universidad de Maryland, aunque se venía gestando la propuesta de un satélite que estudiara en profundidad el viento solar y las radiaciones intergalácticas bajo el nombre de Cosmic Composition Explorer. En 1986 la NASA retomó la idea, pero no sería hasta 1988 cuando el ACE fue seleccionado para un estudio conceptual conocido como la Fase A del diseño.

Finalmente el 22 de abril de 1991 la misión dio comienzo oficialmente con la firma de un contrato entre NASA/GSFC y el California Institute of Technology. Tras varios meses con el planeamiento de las operaciones, dio comienzo la Fase B de definición de la misión en agosto de 1992.

El diseño preliminar comenzó en noviembre de 1993, y las Fases C y D de implementación de los instrumentos comenzaron poco después.

ACE en órbita alrededor del Sol-Tierra L ₁ punto

Advanced Composition Explorer (ACE) es una NASA programa de Exploradores Solar y la exploración espacial misión para estudiar la materia que comprende partículas energéticas del viento solar, el medio interplanetario, y otras fuentes. En tiempo real los datos de la ECA son utilizados por la NOAA Centro de Clima Espacial Predicción para mejorar las predicciones y avisos de tormentas solares.^[1] El ACE nave espacial robótica fue lanzadas el 25 de de agosto de 1997, y entró en una órbita de Lissajous cerca de la _L1 punto de Lagrange (que se encuentra entre el Sol y la Tierra a una distancia de unos 1,5 millones de kilómetros de este último) el 12 de diciembre de 1997.^[2] la nave espacial está operando a esa órbita. Debido a que la ECA está en una órbita no kepleriano, y tiene maniobras regulares de mantenimiento en posición, los parámetros orbitales en el cuadro de información adyacentes son sólo aproximados. La nave espacial se encuentra todavía en buen estado general, en 2015, y se prevé que tenga suficiente combustible para mantener su órbita hasta el año 2024.^[3] de la NASA Goddard Space Flight Center a cargo del desarrollo y la integración de la nave espacial ACE.^[4]

Observaciones de la ECA permiten la investigación de una amplia gama de problemas fundamentales en las siguientes cuatro áreas principales: ^[5]

Composición elemental e isotópica de la materia

Un objetivo importante es la determinación precisa y completa de la composición elemental e isotópica de las diversas muestras de “material básico” de la que se aceleran núcleos. Estas observaciones se han usado para:

• Generar un conjunto de abundancias isotópicas solares basadas en el muestreo directo de material solar.
• Determinar la composición elemental e isotópica de la corona con una precisión mejorada en gran medida.
• Establecer el patrón de diferencias isotópicas entre los rayos cósmicos y el sistema solar materia.
• Medir las abundancias elementales e isotópicas de interestelares “iones pick-up” y interplanetarias.
• Determinar la composición isotópica del “componente de rayos cósmicos anómalos”, lo que representa una muestra del medio interestelar local.

Origen de los elementos y el procesamiento posterior de la evolución

Isotópicas “anomalías” en meteoritos indican que el sistema solar no fue homogéneo, cuando se formó. Del mismo modo, la Galaxia no es ni uniforme en el espacio ni constante en el tiempo debido a la continua estelar nucleosíntesis. Las mediciones de la ECA se han usado para:

• Buscar diferencias entre la composición isotópica de material solar y meteoritos.
• Determinar las contribuciones de viento solar y las partículas energéticas solares para el material lunar y meteorítico, y a las atmósferas planetarias y magnetosferas.
• Determinar los procesos de nucleosíntesis dominantes que contribuyen a los rayos cósmicos material de origen.
• Determinar si los rayos cósmicos son una muestra de material recién sintetizado (por ejemplo, a partir de las supernovas) o de lo contemporáneo medio interestelar.
• Buscar patrones isotópicos en materia solar y galáctico como una prueba de los modelos de evolución de las galaxias.

La formación de la corona solar y la aceleración del viento solar

De partículas energéticas solares, viento solar , y las observaciones espectroscópicas muestran que la composición elemental de la corona se diferencia de la de la fotosfera, a pesar de los procesos por los cuales esto ocurre, y por el cual el viento solar se acelera posteriormente, son poco conocidos. La composición y el cargo por el estado de datos detallados proporcionados por la ECA se utilizan para:

• Aislar los procesos de formación de la corona dominantes mediante la comparación de una amplia gama de abundancias coronal y fotosféricas.
• Estudiar las condiciones del plasma en la fuente del viento solar y las partículas energéticas solares midiendo y comparando los estados de carga de estas dos poblaciones.
• Estudiar el viento solar procesos de aceleración y cualquier cargo o fraccionamiento de masa dependiente en diversos tipos de viento solar flujos.

Aceleración de partículas y el transporte en la naturaleza

Aceleración de partículas es ubicuo en la naturaleza y la comprensión de su naturaleza es uno de los problemas fundamentales del espacio de plasma astrofísica. El único conjunto de datos obtenidos por las mediciones de la ECA se han utilizado para:

• Realizar mediciones directas de carga y / o fraccionamiento de masa-dependiente durante partículas energéticas solares y eventos de aceleración interplanetarias.
• Restringir llamarada solar, descarga coronal y modelos de aceleración de choque interplanetarias con carga, masa, y los datos espectrales que abarcan hasta cinco décadas en energía.
• Probar los modelos teóricos para el ³ de He-ricos bengalas y eventos de rayos γ solares.

Instrumentación

Espectrómetro de Rayos Cósmicos de Isótopos (CRIS)

El Cosmic Ray Isótopo Espectrómetro cubre la más alta década del intervalo de energía Composición Avanzada Explorer, de 50 a 500 MeV/nucleón, con resolución isotópica de elementos de Z ≈ 2 a 30. Los núcleos detectados en este intervalo de energía son predominantemente rayos cósmicos originarios de nuestra galaxia. Esta muestra de la materia galáctica investiga la nucleosíntesis del material parental, así como los procesos de fraccionamiento, aceleración, y de transporte que estas partículas se someten en el Galaxy y en el medio interplanetario. Cargo e identificación masiva con CRIS se basa en mediciones múltiples de dE / dx y la energía total en pilas de detectores de silicio, y mediciones de trayectoria en un hodoscope brillante trayectoria de fibra óptica (SOFT). El instrumento tiene un factor geométrico de 250 cm ² sr para mediciones de isótopos.^[6]

Solar isótopos Espectrómetro (SIS)

El Solar Isótopo Espectrómetro (SIS) proporciona mediciones de alta resolución de la composición isotópica de núcleos energéticos de Él a Zn (Z = 2 a 30) en el rango de energía de ~ 10 a ~ 100 MeV / nucleón. Durante grandes eventos solares SIS mide las abundancias isotópicas de partículas energéticas solares para determinar directamente la composición de la energía solar en corona y para estudiar los procesos de aceleración de partículas. Durante los tiempos tranquilos solares SIS mide los isótopos de baja energía de los rayos cósmicos y el Galaxy isótopos de lo anómalo de rayos cósmicos componente, que se origina en el medio interestelar cercano. SIS tiene dos telescopios compuestos de los detectores de estado sólido de silicio que proporcionan mediciones de la carga nuclear, masa, y la energía cinética de los núcleos de incidentes. Dentro de cada telescopio, trayectorias de las partículas se miden con un par de detectores de silicio de la tira de dos dimensiones instrumentados con la electrónica (VLSI) personalizados muy gran escala integrados para proporcionar ambas medidas de posición y de pérdida de energía. SIS fue especialmente diseñado para conseguir una excelente resolución de masa bajo las altas condiciones extremas, el flujo se encuentran en grandes eventos de partículas solares. Se proporciona un factor de geometría de 40 ^cm2 sr, significativamente mayor que los espectrómetros de isótopos de partículas solares anteriores.^[7]

Ultra Low Energy Isótopos (Espectrómetro ULEIS)

El ultra baja energía de Isótopos (Espectrómetro ULEIS) en la nave espacial ACE es un espectrómetro de masas de ultra alta resolución que las medidas composición de partículas y energía espectros de elementos Él-Ni con energías de ~ 45 keV / nucleón a un MeV pocos / nucleón. ULEIS investiga partículas aceleradas en partículas energéticas solares eventos, choques interplanetarios, y al viento solar choque de terminación. Mediante la determinación de espectros de energía, la composición de la masa, y sus variaciones temporales en relación con otros instrumentos de la ECA, ULEIS mejora enormemente nuestro conocimiento de las abundancias solares, así como otros depósitos tales como el local de medio interestelar. ULEIS combina la alta sensibilidad necesaria para medir flujos de partículas de baja, junto con la capacidad de operar en los más grandes eventos de partículas solares o de choque interplanetaria. Además de la información detallada de los iones individuales, ULEIS cuenta con una amplia gama de velocidades de recuento para diferentes iones y energías que permite la determinación precisa de los flujos de partículas y anisotropías más cortos (pocos minutos) escalas de tiempo.^[8]

Solar Partículas Energéticas carga iónica Analizador (SEPICA)

El Partículas Energéticas solar carga iónica Analizador (SEPICA) fue el instrumento sobre la composición Advanced Explorer (ACE) que determina los estados de carga iónica de las partículas energéticas solares y interplanetarias en el rango de energía de ≈0.2 MeV nucl-1 a ≈5 MeV cargo- 1. El estado de carga de iones energéticos contiene información clave para desentrañar temperaturas fuente, la aceleración, el fraccionamiento y los procesos de transporte para estas poblaciones de partículas. SEPICA tenía la capacidad de resolver estados de carga individuales con un factor geométrico sustancialmente más grande que su predecesor ULEZEQ en ISEE-1 y -3, en la que se basa SEPICA. Para conseguir estos dos requisitos al mismo tiempo, SEPICA se compone de una sección de alta carga sensor de resolución, y dos resolución carga baja, pero una gran parte del factor geométrico.^[9]

A partir de 2008, este instrumento ya no está funcionando debido a las válvulas de gas fallidas.^[3]

Los iones del viento solar Espectrómetro de Masas (NADA) y el viento solar Ion Espectrómetro de Composición (SWICS)

El espectrómetro de iones de viento solar Composición (SWICS) y el viento solar iones Espectrómetro de Masas (NADA) sobre la ECA son instrumentos optimizados para las mediciones de la composición isotópica de materia solar e interestelar y químicas. SWICS unívocamente determinado la composición química e iónica de carga del viento solar, las velocidades térmicas y medias de los principales iones del viento solar de la H a la Fe a todas las velocidades del viento solar por encima de 300 km s ^-1 (protones) y 170 km S ^-1 (Fe + 16), y resolvió H y He isótopos de ambas fuentes de energía solar y interestelares. SWICS también midió las funciones de distribución, tanto de la nube interestelar y polvo en la nube iones de recogida hasta energías de 100 keV e ^-1. NADA mide la composición química del estado, isotópica y la carga del viento solar para cada elemento entre Él y Ni. Cada uno de los dos instrumentos son por tiempo de vuelo espectrómetros de masas y utilizar el análisis electrostático seguido del tiempo de vuelo y, en caso necesario, una medición de energía.^{[10] [11]}

El 23 de agosto de 2011, el sistema electrónico de tiempo de vuelo SWICS experimentó una anomalía de hardware edad y el inducido por la radiación que aumentó el nivel de fondo en los datos de la composición. Para mitigar los efectos de este fondo, el modelo para la identificación de los iones en los datos se ajustó a tomar ventaja de sólo el ion de carga de energía por medido por el analizador electrostático, y la energía de iones medido por los detectores de estado sólido. Esto ha permitido a SWICS siguen ofreciendo un subconjunto de los productos de datos que se proporcionaron al público antes de que el hardware anomalía, incluyendo relaciones de estado de carga de iones de oxígeno y carbono, y las mediciones de hierro viento solar. Las mediciones de la densidad de protones, la velocidad, y la velocidad térmica por SWICS no se vieron afectados por esta anomalía y continúan hasta el día de hoy.^[3]

Electrones, protones, y el monitor de partículas alfa (EPAM)

El electrón, protón, y Alpha Monitor (EPAM) a bordo de la nave espacial ACE está diseñado para medir una amplia gama de partículas energéticas sobre casi la unidad de esfera completa en alta resolución en el tiempo. Tales mediciones de iones y electrones en el intervalo de unas pocas decenas de keV a varios MeV son esenciales para entender la dinámica de las erupciones solares, regiones de interacción co-rotación de la aceleración de choque interplanetaria (del CIR), y eventos terrestres aguas arriba. La gran rango dinámico de EPAM se extiende desde alrededor de 50 keV a 5 MeV para los iones, y 40 keV a aproximadamente 350 keV para los electrones. Para complementar sus mediciones de electrones e iones, EPAM también está equipado con una composición de apertura (CA), que identifica de forma inequívoca especies de iones informado que las tarifas de grupos de especies y / o eventos de altura de impulsos individuales. El instrumento alcanza su gran cobertura espacial a través de telescopios Fife orientados en diversos ángulos con respecto al eje de giro nave espacial. Las mediciones de partículas de baja energía, obtenidos como las resoluciones de tiempo entre 1,5 y 24 s, y la capacidad del instrumento para observar anisotropías de partículas en tres dimensiones hacen EPAM un excelente recurso para proporcionar el contexto interplanetario para los estudios que utilizan otros instrumentos en la nave espacial ACE.^[12]

El viento solar de electrones, protones y Alpha Monitor (SWEPAM)

El experimento del viento solar Electrón Protón Alfa Monitor (SWEPAM) proporciona la mayor parte del viento solar observaciones para el Advanced Composition Explorer (ACE). Estas observaciones proporcionan el contexto para las mediciones de la composición elemental e isotópicos realizados sobre la ECA, además de permitir el examen directo de numerosos viento solar fenómenos como la eyección de masa coronal, las perturbaciones interplanetarias, y viento solar estructura fina, con tecnología avanzada, la instrumentación de plasma 3-D. También proporcionan una base de datos ideal tanto para heliosféricos y magnetosféricos estudios multicéntricos nave espacial en la que se pueden utilizar en conjunción con otras observaciones simultáneas de la nave espacial, como Ulises. Las observaciones SWEPAM se realizan simultáneamente con electrones independientes (SWEPAM-e) y el ion (SWEPAM-i) instrumentos. Con el fin de ahorrar costes para el proyecto ACE, SWEPAM-e y SWEPAM-i son los repuestos de vuelo reciclados a partir de la articulación de la NASA / ESA Ulises misión. Ambos instrumentos tenían remodelación selectiva, modificación y modernización requerida para cumplir con los requisitos de la misión de la ECA y naves espaciales. Ambos incorporan analizadores electrostáticos cuyos campos de visión barren todas las direcciones de observación pertinentes como la nave espacial gira en forma de abanico.^[13]

Magnetómetro (MAG)

El experimento de campo magnético sobre ACE proporciona mediciones continuas del campo magnético local en el medio interplanetario. Estas mediciones son esenciales en la interpretación de las observaciones de la ECA simultáneas de distribuciones energéticas y partículas térmicas. El experimento consiste en un par de gemelo, boom- montado, los sensores de saturación triaxiales que se encuentra a 165 pulgadas (= 4,19 m) del centro de la nave espacial en oponerse a los paneles solares. Los dos sensores triaxiales proporcionan un instrumento de vectores equilibrada, totalmente redundante y permiten cierta evaluación mejorada del campo magnético de la nave espacial.^[14]

ACE eólica en tiempo real Solar (RTSW)

La avanzada Composición Explorer (ACE) RTSW sistema está supervisando continuamente el viento solar y la producción de las advertencias de mayor actividad geomagnética inminente, hasta una hora de antelación. Avisos y alertas emitidas por NOAA especiales con los sistemas sensibles a dicha actividad a tomar medidas preventivas. El sistema recoge RTSW viento solar y los datos de partículas energéticas en alta resolución de tiempo de cuatro instrumentos de la ECA (MAG, SWEPAM, EPAM, y SIS), los paquetes de los datos en un flujo de bits de baja velocidad, y transmite los datos de forma continua. La NASA envía datos en tiempo real a la NOAA cada día durante la descarga de datos de la ciencia. Con una combinación de estaciones de tierra dedicadas (CRL en Japón y RAL en Gran Bretaña), y el tiempo en las redes de seguimiento de tierra existentes (DSN de la NASA y AFSCN de la USAF), el sistema RTSW puede recibir datos las 24 horas del día durante todo el año. Los datos en bruto se envían inmediatamente desde la estación terrestre hacia el Centro de Predicción del Clima Espacial en Boulder, Colorado, procesado, y luego entregados a su tiempo del Centro de Operaciones del espacio en el que se utilizan en las operaciones diarias; los datos también se envían al Centro Regional de Alerta CRL en Hiraiso, Japón, a la USAF 55ª escuadrilla de espacio tiempo, y se colocan en la World Wide Web. Los datos se descargan, se procesan y se dispersan dentro de 5 minutos desde el momento en que salen de la ECA. El sistema también utiliza RTSW las partículas energéticas de baja energía para advertir sobre unas próxias perturbaciones interplanetarias, y para ayudar a controlar el flujo de partículas de alta energía que pueden producir daños por radiación en sistemas de satélites.^[15]

Los resultados de la ciencia

Los espectros de partículas observada por ACE

Fluencias de oxígeno observada por ACE

La figura muestra la influencia de partículas (flujo total en un periodo de tiempo determinado) de oxígeno en ACE por un período de tiempo justo después de mínimo solar, la parte del ciclo solar de 11 años cuando la actividad solar es baja.^[16] El de más bajo partículas de energía provienen del viento solar lento y rápido, con velocidades de aproximadamente 300 a aproximadamente 800 kilómetros por segundo. Al igual que la distribución de viento solar de todos los iones, la de oxígeno tiene una cola supratérmica de partículas de alta energía; es decir, en el marco del viento solar a granel, el plasma tiene una distribución de energía que es aproximadamente una distribución térmica, pero tiene un exceso notable por encima de aproximadamente 5 kiloelectron voltios, como se muestra en la Figura 1. El equipo de ACE ha hecho contribuciones a la comprensión de la orígenes de estas colas y su papel en la inyección de partículas en los procesos de aceleración adicionales.

A energías más altas que las de las partículas del viento solar, ACE observa partículas de regiones conocidas como co-rotación regiones de interacción (CIRS). CIRs forman debido a que el viento solar no es uniforme. Debido a la rotación solar, corrientes de alta velocidad chocan con los anteriores viento solar lento, creando ondas de choque en aproximadamente 2-5 unidades astronómicas (UA, la distancia entre la Tierra y el Sol) y la formación de CIR. Las partículas aceleradas por estos choques son comúnmente observados a 1 UA continuación energías de unos 10 megaelectron voltios por nucleón. Mediciones de la ECA confirman que CIRs incluyen una fracción significativa de helio con una sola carga se forma cuando se ioniza el helio neutro interestelar.^[17]

A energías aún más altas, la mayor contribución a la medida de reflujo de partículas se debe a las partículas energéticas solares (SEP) asociados a las perturbaciones interplanetarias (IP) impulsados por las eyecciones de masa coronal rápidas (CME) y áreas fl solares. Abundancias enriquecidas de iones de helio-3 y helio muestran que las colas supratérmica son la principal población de semillas para estos SEP.^[18] choques IP viajan a velocidades de hasta unos 2000 kilómetros por segundo acelerar las partículas de la cola supratérmica a 100 megaelectron voltios por nucleón y más. IP choques son particularmente importantes porque pueden seguir para acelerar partículas a medida que pasan a través de la ECA y por lo tanto permiten que los procesos de aceleración de choque para ser estudiados in situ.

Otras partículas de alta energía observados por ACE son los rayos cósmicos anómalos (ACRs) que se originan con los átomos interestelares neutros que se ionizan en la heliosfera interior para hacer que los iones “pickup” y más tarde se aceleran a energías superiores a 10 megaelectron voltios por nucleón en el exterior heliosfera. ACE también observa iones de recogida directamente; que son fácilmente identificados porque se pagan por separado. Por último, las partículas de más alta energía observados por ACE son los rayos cósmicos galácticos (GCR), que se cree que acelerar las ondas de choque de las explosiones de supernovas en nuestra galaxia.

Otros resultados de la ECA

Poco después del lanzamiento, los sensores detectan SEP sobre ACE eventos solares que tenían características inesperadas. A diferencia de la mayoría de los eventos grandes, choque acelerado por la SEP, éstos fueron altamente enriquecido en hierro y el helio-3, así como el mucho más pequeño, FL se asocian-eventos impulsivos SEP.^{[19] [20]} En el primer año de operaciones, ACE encontrado muchos de estos eventos “híbridos”, lo que llevó a la discusión sustancial dentro de la comunidad en cuanto a qué condiciones podrían generarlos.^[21]

Un reciente descubrimiento notable en la física heliosférica ha sido la presencia ubicua de las partículas con forma espectral supratérmica común. Esta forma se produce de forma inesperada en el viento solar tranquila; en condiciones de perturbación corriente abajo de los choques, incluyendo CIRs; y en la heliosfera en otro lugar. Estas observaciones han llevado Fisk y Gloeckler ^22] que sugieren un nuevo mecanismo para la aceleración de las partículas.

Otro descubrimiento ha sido que el ciclo solar actual, medido por manchas solares, las CME, y SEP, ha sido mucho menos magnéticamente activo que el ciclo anterior. McComas y col.^[23] han demostrado que las presiones dinámicas del viento solar medidos por el satélite Ulises sobre todas las latitudes y por ACE en el plano de la eclíptica están correlacionados y estaban disminuyendo en el tiempo por cerca de 2 décadas. Llegaron a la conclusión de que el Sol había estado experimentando un cambio global que afectó a la heliosfera en general. Al mismo tiempo, las intensidades de GCR estaban aumentando y en 2009 fueron los más altos registrados durante los últimos 50 años.^[24] GCR tener más di fi cultades para llegar a la Tierra cuando el Sol está más activo magnéticamente, por lo que la alta intensidad de GCR en 2009 es consistente con un dinámico reducido a nivel mundial la presión del viento solar.

ACE también mide la abundancia de níquel-cobalto-59 y 59 isótopos rayos cósmicos; estas mediciones indican que un tiempo más largo que la vida media de níquel-59 con los electrones ligados (7,6 × 10 ⁴ años) transcurrido entre el momento de níquel-59 se creó en una explosión de supernova y el tiempo de los rayos cósmicos se aceleraron.^[25] tales retrasos largos indican que los rayos cósmicos provienen de la aceleración del material estelar o interestelar de edad y no de material eyectado de la supernova fresco. ACE también mide una relación de hierro-58 / hierro-56 que se enriquece sobre la misma relación en el material del sistema solar.^[26] Estos y otros hallazgos han llevado a una teoría sobre el origen de los rayos cósmicos en superburbujas galácticos, formada en las regiones donde muchas supernovas explotan dentro de unos pocos millones de años. Las observaciones recientes de un capullo de rayos cósmicos acelerados recién en el súper-Cygnus por el observatorio de rayos gamma Fermi^[27] apoyan esta teoría.

Seguimiento sobre el observatorio del clima espacial

El 11 de febrero de 2015, el Observatorio Espacial Climático Profundo (DSCOVR) -con varios instrumentos similares que incluyen un instrumento nuevo y más sensible para detectar con destino a la Tierra eyecciones de masa coronal -successfully lanzados por la NOAA y la NASA a bordo de un SpaceX Falcon 9 vehículo de lanzamiento desde Cabo Cañaveral, Florida. La nave espacial llegó a L ₁ el 8 de junio de 2015, poco más de 100 días después del lanzamiento.^[28] Junto con la ECA, tanto proporcionará los datos del clima espacial, siempre y cuando la ECA puede seguir funcionando.^[29]